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AMPLIAÇÃO DO PROTÓTIPO DE TELESCÓPIO MULTIDIRECIONAL DE RAIOS CÓSMICOS DE ALTA ENERGIA

MUONS: PARTICIPAÇÃO DO DESENVOLVIMENTO TÉCNICO E DE ENGENHARIA, E ANÁLISE PRELIMINAR DOS DADOS.

RELATÓRIO FINAL DE INICIAÇÃO CIENTÍFICA DO PROGRAMA: PIBIC/INPE – CNPq/MCTI

PROCESSO: CNPq N° 113743/2011-4

Bruno Knevitz Hammerschmitt – Bolsista PIBIC/INPE – CNPq/MCTI Laboratório de Clima Espacial e Previsão de Tempestades Magnéticas

LCEPTM/CRS/CCR/INPE – MCTI Centro Regional Sul de Pesquisas Espaciais

E-mail: [email protected]

Dr. Alisson Dal Lago - Orientador Divisão de Geofísica

DGE/CEA/INPE – MCTI Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais


Santa Maria, Julho de 2012.

RELATÓRIO FINAL DE INICIAÇÃO CIENTÍFICA DO

PROGRAMA: PIBIC/INPE - CNPq/MCTI

PROJETO

AMPLIAÇÃO DO PROTÓTIPO DE TELESCÓPIO

MULTIDIRECIONAL DE RAIOS CÓSMICOS DE ALTA ENERGIA

MUONS: PARTICIPAÇÃO DO DESENVOLVIMENTO TÉCNICO E DE

ENGENHARIA, E ANÁLISE PRELIMINAR DOS DADOS.

Processo: CNPq N° 113743/2011-4

Relatório elaborado pelo bolsista:

Bruno Knevitz Hammerschmitt - Bolsista PIBIC/INPE – CNPq/MCTI E-mail: [email protected]

Dr. Alisson Dal Lago – Orientador Divisão de Geofísica Espacial – DGE/CEA/INPE – MCTI


Dr. Nelson Jorge Schuch - Co-Orientador Centro Regional Sul de Pesquisas Espaciais – CRS/CCR/INPE – MCTI


Nivaor Rodolfo Rigozo - Co-Orientador Centro Regional Sul de Pesquisas Espaciais – CRS/CCR/INPE – MCTI


Centro Regional Sul de Pesquisas Espaciais – CRS/CCR/INPE – MCTI Relatório Final de Atividades 2012

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DADOS DE IDENTIFICAÇÃO

Título: AMPLIAÇÃO DO PROTÓTIPO DE TELESCÓPIO MULTIDIRECIONAL DE

RAIOS CÓSMICOS DE ALTA ENERGIA – MUONS: PARTICIPAÇÃO DO

DESENVOLVIMENTO TÉCNICO E DE ENGENHARIA, E ANÁLISE PRELIMINAR

DOS DADOS.

Processo: CNPq N° 113743/2011-4

Aluno Bolsista no período de Agosto/2011 a Julho/2012:

Bruno Knevitz Hammerschmitt

Curso de Engenharia Elétrica - Matrícula: 201021923

Centro de Tecnologia – CT/UFSM

Universidade Federal de Santa Maria – UFSM

Orientador:

Dr. Alisson Dal Lago

Divisão de Geofísica Espacial – DGE/CEA/INPE – MCTI

Co-orientadores:

Dr. Nelson Jorge Schuch

Centro Regional Sul de Pesquisas Espaciais – CRS/CCR/INPE – MCTI

Nivaor Rodolfo Rigozo

Centro Regional Sul de Pesquisas Espaciais – CRS/CCR/INPE – MCTI

Colaboradores/:

Dr. Kazuoki Munakata

Physics Department, Faculty of Science, Shinshu University - Japan

Dr. John W. Bieber

Bartol Research Institute, University of Delaware (BARTOL/UDEL), Newark (DE),

USA


4

Dr. Takao Kuwabara

Bartol Research Institute, University of Delaware (BARTOL/UDEL), Newark (DE),

USA

Dr. Marlos Rockenbach da Silva

Divisão de Geofísica Espacial – DGE/CEA/INPE – MCTI

Eng. Carlos Roberto Braga, M.Cie.

Mestrando - Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais – INPE/MCTI

Bac. Marcos Vinicius Silveira, M.Cie.

Mestrando - Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais – INPE/MCTI

Local de Trabalho/Execução do Projeto:

Laboratório de Clima Espacial e Previsão de Tempestades Magnéticas –

LCEPTM/CRS/CCR/INPE-MCTI, Santa Maria, RS.

Observatório Espacial do Sul – OES/CRS/CCR/INPE – MCTI (29.4ºS, 53.8° W,

480 m acima do nível do mar), São Martinho da Serra, RS.

Trabalho desenvolvido no âmbito da parceria INPE/MCTI – UFSM, através do Laboratório de Clima Espacial e Previsão de Tempestades Magnéticas - LCEPTM/CRS/CCR/INPE - MCTI com o Laboratório de Ciências Espaciais de Santa Maria - LACESM/CT - UFSM.


5

Estudante Bruno Knevitz Hammerschmitt

Link para

Currículo Lattes

Dados gerais Indicadores de produção C, T & A

Dados gerais

Identificação do estudante

Nome: Bruno Knevitz Hammerschmitt

Nível de treinamento: Graduação

Currículo Lattes: 08/06/2012 11:06

E-mail:

Homepage: http://www.inpe.br/crs/

Grupos de pesquisa que atua Clima Espacial, Interações Sol -Terra, Magnetosferas, Geoespaço, Geomagnetismo: Nanosatélites - INPE (estudante)

Linhas de pesquisa que atua MEIO INTERPLANETÁRIO - CLIMA ESPACIAL

Orientadores participantes de grupos de pesquisa na instituição Alisson Dal Lago

Indicadores de produção C, T & A dos anos de 2009 a 2012


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Grupo de Pesquisa Clima Espacial, Interações Sol -Terra, Magnetosferas,

Geoespaço, Geomagnetismo: Nanosatélites

Identificação Recursos Humanos Linhas de Pesquisa Indicadores do Grupo

Identificação

Dados básicos Nome do grupo: Clima Espacial, Interações Sol -Terra, Magnetosferas, Geoespaço, Geomagnetismo: Nanosatélites Status do grupo: certificado pela instituição Ano de formação: 1996 Data da última atualização: 18/05/2012 15:38 Líder(es) do grupo: Nelson Jorge Schuch - Natanael Rodrigues Gomes -

Área predominante: Ciências Exatas e da Terra; Geociências Instituição: Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais - INPE Órgão: Unidade: Centro Regional Sul de Pesquisas Espaciais -

CRS Endereço Logradouro: Caixa Postal 5021 Bairro: Camobi CEP: 97110970 Cidade: Santa Maria UF: RS Telefone: 33012026 Fax: 33012030 Home page: http://

Repercussões dos trabalhos do grupo O Grupo - CLIMA ESPACIAL, MAGNETOSFERAS, GEOMAGNETISMO:INTERAÇÃO TERRA-SOL, NANOSATÉLITES do Centro Regional Sul de Pesquisas Espaciais - CRS/INPE-MCTI, em Santa Maria, e Observatório Espacial do Sul - OES/CRS/INPE - MCTI, Lat. 29°26´24"S, Long. 53°48´38"W, Alt. 488m, em São Martinho da Serra, RS, criado por Nelson Jorge Schuch em 1996, colabora com Pesquisadores da: UFSM (CT-LACESM), INPE, CRAAM-Universidade P. Mackenzie, IAG/USP, OV/ON e DPD/UNIVAP no Brasil e internacionais do: Japão (Universidades: Shinshu, Nagoya, Kyushu, Takushoku e National Institute of Polar Research), EUA (Bartol Research Institute/University of Delaware e NASA (Jet Propulsion Laboratory e Goddard Space Flight Center)), Alemanha (DLR e Max Planck Institute for Solar System Research), Australia (University of Tasmania), Armênia (Alikhanyan Physics Institute) e Kuwait (Kuwait University). Linhas de Pesquisas: MEIO INTERPLANETÁRIO - CLIMA ESPACIAL, MAGNETOSFERAS x GEOMAGNETISMO, AERONOMIA - IONOSFERAS x AEROLUMINESCÊNCIA, NANOSATÉLITES. Áreas de interesse: Heliosfera, Física Solar, Meio Interplanetário, Clima Espacial, Magnetosferas, Geomagnetismo, Aeronomia, Ionosferas, Aeroluminescência, Raios Cósmicos, Muons, Desenvolvimento de Nanosatelites Científicos, em especial CubeSats: o


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NANOSATC-BR1 e NANOSATC-BR2. Objetivos: Pesquisar o acoplamento energético na Heliosfera, mecanismos de geração de energia no Sol, Vento Solar, sua propagação no Meio Interplanetário, acoplamento com as magnetosferas planetárias, no Geoespaço com a Ionosfera e a Atmosfera Superior, previsão de ocorrência de tempestades magnéticas e das intensas correntes induzidas na superfície da Terra,Eletricidade Atmosferica e seus Eventos Luminosos Transientes (TLEs). As Pesquisas base de dados de sondas no Espaço Interplanetário e dentro de magnetosferas planetárias, e de modelos computacionais físicos e estatísticos.Vice-Líderes: Alisson Dal Lago, Nalin Babulau Trivedi, Otávio Santos Cupertino Durão, Natanael Rodrigues Gomes.

Recursos humanos

Pesquisadores Total: 51 Adriano Petry Jose Humberto Andrade Sobral

Alexandre Alvares Pimenta Juliano Moro

Alicia Luisa Clúa de Gonzalez Lilian Piecha Moor

Alisson Dal Lago Lucas Lopes Costa

Andrei Piccinini Legg Lucas Ramos Vieira

Antonio Claret Palerosi Mangalathayil Ali Abdu

Barclay Robert Clemesha Marco Ivan Rodrigues Sampaio

Carlos Roberto Braga Marlos Rockenbach da Silva

Cassio Espindola Antunes Nalin Babulal Trivedi

Clezio Marcos De Nardin Natanael Rodrigues Gomes

Cristiano Sarzi Machado Nelson Jorge Schuch

Delano Gobbi Nivaor Rodolfo Rigozo

Eduardo Escobar Bürger Odim Mendes Junior

Eurico Rodrigues de Paula Otavio Santos Cupertino Durão

Ezequiel Echer Pawel Rozenfeld

Fabiano Luis de Sousa Petrônio Noronha de Souza

Fernanda de São Sabbas Tavares Polinaya Muralikrishna

Fernanda Gusmão de Lima Kastensmidt Rajaram Purushottam Kane

Geilson Loureiro Renato Machado

Gelson Lauro Dal' Forno Ricardo Augusto da Luz Reis

Guilherme Simon da Rosa Rubens Zolar Gehlen Bohrer

Gustavo Fernando Dessbesell Severino Luiz Guimaraes Dutra

Hisao Takahashi Tardelli Ronan Coelho Stekel

Igor Freitas Fagundes Walter Demetrio Gonzalez Alarcon

Jean Pierre Raulin William do Nascimento Guareschi

João Baptista dos Santos Martins

Estudantes Total: 24 Adilson José Rambo Pilla José Paulo Marchezi

Ândrei Camponogara Leonardo Zavareze da Costa

Bruno Knevitz Hammerschmitt Lucas Camponogara Viera

Cássio Rodinei dos Santos Lucas Lourencena Caldas Franke

Claudio Machado Paulo Magdiel Schmitz

Dimas Irion Alves Maurício Ricardo Balestrin

Edson Rodrigo Thomas Mauricio Rosa de Souza


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Felipe Cipriani Luzzi Michel Baptistella Stefanello

Felipe de Souza Nogueira Coelho Pietro Fernando Moro

Fernando Landerdahl Alves Tális Piovesan

Guilherme Paul Jaenisch Tiago Bremm

Iago Camargo Silveira Vinícius Deggeroni

Técnicos Total: 0

Linhas de pesquisa Total: 4

• AERONOMIA - IONOSFERAS x AEROLUMINESCÊNCIA • DESENVOLVIMENTO DE NANOSATÉLITES - CubeSats: NANOSATC-BR • MAGNETOSFERAS x GEOMAGNETISMO • MEIO INTERPLANETÁRIO - CLIMA ESPACIAL

Relações com o setor produtivo Total: 2 • ALPHA SOUTH AMERICA - REPRESENTACOES E CONSULTORIA AEROESPACIAL LTDA -

ASARCA_PPROV • Lunus Comércio e Representação Ltda - LUNUS

Indicadores de recursos humanos do grupo Integrantes do grupo Total

Pesquisador(es) 51 Estudante(s) 24 Técnico(s) 0


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Linha de Pesquisa MEIO INTERPLANETÁRIO - CLIMA ESPACIAL

Linha de pesquisa

MEIO INTERPLANETÁRIO - CLIMA ESPACIAL

Nome do grupo: Clima Espacial, Interações Sol -Terra, Magnetosferas, Geoespaço, Geomagnetismo: Nanosatélites

Palavras-chave: Campo Magnético Interplanetário; Muons; Raios Cósmicos; Tempestade Geomagnética;

Pesquisadores: Adriano Petry Alexandre Alvares Pimenta Alicia Luisa Clúa de Gonzalez Alisson Dal Lago Andrei Piccinini Legg Carlos Roberto Braga Cassio Espindola Antunes Eduardo Escobar Bürger Ezequiel Echer Jean Pierre Raulin Juliano Moro Lilian Piecha Moor Lucas Lopes Costa Lucas Ramos Vieira Marlos Rockenbach da Silva Nelson Jorge Schuch Nivaor Rodolfo Rigozo Rajaram Purushottam Kane Renato Machado Rubens Zolar Gehlen Bohrer Severino Luiz Guimaraes Dutra Tardelli Ronan Coelho Stekel Walter Demetrio Gonzalez Alarcon

Estudantes: Adilson José Rambo Pilla Bruno Knevitz Hammerschmitt Claudio Machado Paulo Dimas Irion Alves Iago Camargo Silveira José Paulo Marchezi Leonardo Zavareze da Costa Lucas Camponogara Viera Magdiel Schmitz Mauricio Rosa de Souza Michel Baptistella Stefanello Pietro Fernando Moro Tális Piovesan Tiago Bremm Vinícius Deggeroni

Árvore do conhecimento: Ciências Exatas e da Terra; Geociências; Geofísica Espacial; Ciências Exatas e da Terra; Astronomia; Astrofísica do Sistema Solar; Ciências Exatas e da Terra; Geociências; Instrumentação Científica;

Setores de aplicação: Aeronáutica e Espaço


10

Objetivo: Pesquisar e prover em tempo real com o Telescópio Multidirecional de Raios Cósmicos-Muons, 2x(4mx7m), >50GeV, no Observatório Espacial do Sul, o monitoramento de muons e fenômenos das interações Sol-Terra, a previsão no Geoespaço de eventos solares e distúrbios geofísicos, graves efeitos das tempestades e subtempestades geomagnéticas sobre dispositivos e sistemas tecnológicos afetando equipes de trabalho e equipamentos na superfície da Terra e no Espaço. Vice-Líder: Alisson Dal Lago.


11

AGRADECIMENTOS

Agradeço em primeiro lugar ao apoio de meus pais Mário José Hammerschmitt e

minha mãe Leci Knevitz Hammerschmitt, irmãos Rodrigo Knevitz Hammerschmitt e

Cesar Knevitz Hammerschmitt, e demais familiares pelo total apoio e incentivo nessa

caminhada de formação acadêmica.

Ao meu Orientador, Dr. Alisson Dal Lago, pela sua atenção e disposição em auxiliar-

me durante a realização de minhas atividades de iniciação científica. Em especial, ao

Dr. Nelson Jorge Schuch, pelos seus ensinamentos e pela atenção na parte do mentoramento.

Ao Prof. Kazuoki Munakata e sua equipe científica da Universidade de Shinshu, pela

doação do Detector Direcional de Muons (DMM) do Observatório Espacial do Sul

(OES/CRS/CCR/INPE – MCTI).

Aos colegas de laboratório Maurício Rosa de Souza, Tiago Bremm e

Vinícius Deggeroni pelo companheirismo e apoio.

Agradeço a Universidade Federal de Santa Maria, UFSM, pelo suporte técnico.

Meus sinceros agradecimentos: (i) aos funcionários, servidores do CRS/CCR/INPE -

MCTI e do LACESM/CT – UFSM pelo apoio e pela infra-estrutura disponibilizada; (ii) ao

Programa PIBIC/INPE – CNPq/MCTI pela aprovação do Projeto de Pesquisa, que me

permitiu dar os primeiros passos na iniciação científica e tecnológica me propiciando grande

crescimento profissional; (iii) ao Coordenador Dr. Ezzat Selim Chalhoub e a

Sra. Egidia Inácio da Rosa, Secretária do Programa PIBIC/INPE - CNPq/MCTI, pelo

constante apoio, alertas e sua incansável preocupação com toda a burocracia e datas limites do

Programa para com os bolsistas de I. C. & T do CRS/CCR/INPE - MCTI.


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RESUMO

O Relatório apresenta as atividades de pesquisa vinculadas ao Programa PIBIC/INPE

– CNPq/MCTI realizadas pelo aluno Bruno Knevitz Hammerschmitt, durante o período de

Agosto de 2011 a julho de 2012, no Projeto “AMPLIAÇÃO DO PROTÓTIPO DE

TELESCÓPIO MULTIDIRECIONAL DE RAIOS CÓSMICOS DE ALTA ENERGIA –

MUONS: PARTICIPAÇÃO DO DESENVOLVIMENTO TÉCNICO E DE

ENGENHARIA, E ANÁLISE PRELIMINAR DOS DADOS” junto ao Centro Regional

Sul de Pesquisas Espaciais – CRS/CCR/INPE-MCTI. As atividades relativas ao Projeto foram

desenvolvidas pelo bolsista no Laboratório de Clima Espacial do CRS/CCR/INPE-MCTI, no

âmbito da Parceria: INPE/MCTI – UFSM, através do Laboratório de Ciências Espaciais de

Santa Maria – LACESM/CT – UFSM.

O estudo do Clima Espacial se deve às contínuas mudanças dos fenômenos solares (ou

atividades solares). Entre os fenômenos solares mais importantes estão as CMEs (Coronal

Mass Ejections), que são as principais causas das Tempestades Geomagnéticas, que

atravessam o meio interplanetário e atingem o Planeta. A Terra pode sofrer danos com uma

ejeção de massa coronal solar, que injeta íons e elétrons energéticos nos anéis de correntes de

Van Allen causando perturbações que enfraquecem o campo magnético terrestre, induzindo

um campo magnético contrário ao da Terra. Raios cósmicos galácticos primários podem ser

detectados na superfície terrestre através de seus componentes secundários, os muons, que são

originados da fragmentação de núcleos mais pesados, consequentes da precipitação na

atmosfera terrestre. Os raios cósmicos parecem mostrar resposta às estruturas solares

interplanetárias que causam as tempestades geomagnéticas pois podem ser detectados na

superfície terrestre com antecedência de até 8 horas. Com o propósito de estudar os

fenômenos ligados as interações Sol-Terra que afeta a distribuição dos raios cósmicos

galácticos primários no meio interplanetário foi instalado em 2001 um detector

multidirecional de muons, protótipo, de raios cósmicos no Observatório Espacial do Sul -

OES/CRS/CCR/INPE–MCTI, (29.4ºS, 53.8° W, 480 m a.n.m.), no âmbito da Parceria INPE-


13

UFSM, através da cooperação internacional envolvendo instituições do Brasil – Japão – EUA

em Clima Espacial. O sistema detector multidirecional de muons - DMM do OES foi

expandido em 2005. O novo DMM expandido é formado de duas camadas de 28 detectores

com resolução temporal de um minuto. Está prevista para agosto de 2012 uma nova expansão,

agora duas camadas de 32 detectores. Haverá envolvimento direto nesta atividade, bem como

na análise dos dados a serem obtidos. O Projeto de Pesquisa utiliza e analisa, ainda, dados de

plasma e de campo do meio interplanetário, medidos pelo satélite ACE - NASA, e de Dst para

identificar distúrbios magnéticos, e efetuar comparações com as análise dos dados de muons

do OES. Com a nova expansão, espera-se melhorar a qualidade das medidas. Portanto, raios

cósmicos são de grande importância para o estudo do Clima Espacial pois são mais uma

ferramenta que nos permite previsões de tempestades magnéticas.


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SUMÁRIO 1. CLIMA ESPACIAL ..........................................................................................................................................18

1.1. Raios Cósmicos e Clima Espacial ................................................................................................................ 21

2. FENOMENOLOGIA SOLAR............................................................................................................................23

2.1. Atividade Solar ........................................................................................................................................... 25

2.2. Atividade Solar e Variação dos Raios Cósmicos ......................................................................................... 27

2.3. Vento Solar e Campo Magnético Interplanetário ...................................................................................... 28

2.4. Regiões de Interação Co-rotante (CIRs)...................................................................................................... 30

2.5. Ejeções de Massa Coronais e “Flares” ........................................................................................................ 30

2.6. Nuvens Magnéticas .................................................................................................................................... 32

2.7. Tempestades Geomagnéticas .................................................................................................................... 33

3. METODOLOGIA ......................................................................................................................................36

3.1. Instrumentos e dados utilizados................................................................................................................. 36

3.2. Detector Multidirecional de Muons Protótipo – DMM-P ........................................................................... 36

3.2.1. Formato dos dados do DMM-P ............................................................................................................... 37

3.3. Detector Multidirecional de Muons Expandido – DMM-E .......................................................................... 39

3.3.1. Formato dos dados do DMM-E ............................................................................................................... 40

3.3.2. Funcionamento Básico do DMM-E .......................................................................................................... 43

3.4. Fotomultiplicadora e plásticos cintilantes .................................................................................................. 43

3.5. Plástico cintilante ....................................................................................................................................... 46

3.6. Fonte de alimentação, sistema de processamento e armazenagem de dados .......................................... 47

3.7. Rede Mundial de Detectores de Muons GMDN (Ground Muons Detector Network) ................................. 53

3.8. Satélite ACE ................................................................................................................................................ 55

3.9. Dados Geomagnéticos (Índice Dst) ............................................................................................................ 58

3.10. Nova expansão do DMM .......................................................................................................................... 59

4. ANÁLISE DE DADOS .....................................................................................................................................60

4.1. Análise de dados do DMM-P ...................................................................................................................... 60

4.2. Análise de dados do DMM-E ...................................................................................................................... 63


15

5. CONCLUSÕES FINAIS ...................................................................................................................................70

6. REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS ...................................................................................................................73

7. PUBLICAÇÕES ..............................................................................................................................................78

FIGURAS Figura 1 – Ilustração artística do cinturão de radiação de Van Allen. Fonte: http://srag-

nt.jsc.nasa.gov/SpaceRadiation/What/What.cfm ............................................................................................ 18

Figura 2 – Anomalia Magnética do Atlântico Sul – AMAS. A Figura mostra dados do satélite Multi-angle

Imaging SpectroRadiometer (MISR) de radiação produzida pela passagem de protons energéticos. Fonte:

http://earthobservatory.nasa.gov. ................................................................................................................... 22

Figura 3 – Estrutura clássica do sol. Fonte: Kivelson e Russell, 1995. ............................................................... 24

Figura 4 – Mancha solar obtida no dia 23 de setembro de 2000. A foto compara o tamanho da Terra com

uma mancha solar. Fonte: SOHO - NASA – ESA. ............................................................................................... 25

Figura 5 – Diagrama da Borboleta. É possível ver o ciclo solar através das cores em azul e amarelo pares de

manchas. As manchas nascem em altas latitudes e migram para o equador. Campo magnético medido em

Gauss. FONTE: http://www.nasa.gov/vision/universe/solarsystem/solar_cycle_graphics.html ..................... 26

Figura 6 – Ilustração da origem das manchas solares. FONTE: Dal Lago, 2004. ........................................... 27

Figura 7 – Em azul dados obtidos pelo monitor de nêutrons – Climax da Universidade de Chicago. Em

amarelo dados de manchas solares. Os círculos vermelhos mostram a variação de 22 anos. ......................... 28

Figura 8 – A região escura no pólo do sol é um buraco coronal visto pelo telescópio de raios x do satélite

Yohkoh. O Vento Solar que flui para fora é rápido. Não há emissão de raios x na região. ............................... 29

Figura 9 – Ilustração artística de regiões de interação co rotante. Fonte: Hundhausen, 1972. ....................... 30

Figura 10 – A explosão solar (“flare”) na figura é o ponto mais brilhante da imagem. Obtida pelo instrumento

EIT em 04 de novembro de 2003, a bordo do satélite SOHO, em 195 A. .......................................................... 31

Figura 11 – Geometria de uma nuvem magnética. Fonte: Adaptado de Burlaga et al. – 1990. ....................... 33

Figura 12 – Fases do decréscimo do índice Dst. Fonte: Autor. .......................................................................... 35

Figura 13 – Foto do DMM-P instalado no OES/CRS/CCR/INPE – MCTI. ............................................................ 37

Figura 14 – Arquivo que era gerado para armazenar dados do DMM -P. ........................................................ 38

Figura 15 – À esquerda um esquema do DMM e à direita uma fotografia. ..................................................... 39

Figura 16 – Arquivo de Dados do DMM-E. ........................................................................................................ 41

Figura 17 – Ilustração artística do DMM e o modo de detecção dos muons. ................................................... 43


16

Figura 18 – Foto da fotomultiplicadora utilizada no DMM-P e DMM-E. .......................................................... 44

Figura 19 – Quatro cintiladores lado a lado formando uma área de superfície de 1m². Os cintiladores estão

colocados em caixa de metal com espessura de 1,6 mm. ................................................................................. 47

Figura 20 – Racks que suportam os potenciômetros, sistemas de processamento de dados e fontes de baixa e

alta tensão. ....................................................................................................................................................... 48

Figura 21 – Computador utilizado para gravação dos dados. .......................................................................... 49

Figura 22– Display de verificação da contagem de muons. .............................................................................. 50

Figura 23 – Antiga falha existente na região do Atlântico e Europa. Fonte: Munakata et al, 2000. ................ 54

Figura 24 – Atual rede de detectores e as diferenças direcionais entre o detector protótipo e expandido.

Bolinha aberta representa as direções do protótipo e bolinhas fechadas representam as direções do

expandido. ......................................................................................................................................................... 54

Figura 25 – Ilustração artística do satélite ACE da NASA. ................................................................................. 55

Figura 26 – Página onde dados do satélite ACE estão disponíveis. ................................................................... 56

Figura 27 – Painel de seleção dos dados de interesse. ...................................................................................... 57

Figura 28 – Arquivo de dados de parâmetros de plama e de campo. ............................................................... 58

Figura 29: Imagens dos plásticos cintilantes Figura 30: Parte inferior do DMM ............................ 59

Figura 31: Como são locados os plásticos nas caixas Figura 32: Fotomultiplicadora ........................... 60

Figura 33 – De cima para baixo densidade, temperatura, velocidade do vento solar, modulo do campo

magnético, componente z do campo magnético e índice geomagnético Dst. .................................................. 61

Figura 34 – De cima para baixo as contagens da variação percentual de muons na direção vertical, norte e

sul. ..................................................................................................................................................................... 62

Figura 35 – Tempestade moderada ocorrida em novembro de 2007. De cima para baixo densidade,

temperatura, velocidade do vento solar, módulo do campo magnético, componente z do campo magnético,

índice geomagnético Dst, contagem de muons na direção vertical, norte e sul. .............................................. 66

Figura 36 – De cima para baixo contagem de muons na direção leste, oeste, nordeste, noroeste, sudeste,

sudoeste, norte 2, sul 2 e leste 2. ...................................................................................................................... 67

TABELAS

Tabela 1 – Alguns dados estatísticos do Sol. FONTE: Introduction to space physics, Margaret G. Kivelson, Christopher, T. Russell. Cambridge, 1995. .................................................................................... 23

Tabela 2 – Reação de fusão nuclear no interior solar. ................................................................................. 25

Tabela 3 – Classificação das Tempestades Geomagnéticas. ....................................................................... 36

Tabela 4 - Características do DMM P. .......................................................................................................... 37


17

Tabela 5 – Características do DMM-E. ......................................................................................................... 40

Tabela 6 – Descrição dos dados do DMM-E, tanto para dados de dez ou um minuto. ............................... 41

Tabela 7 – Descrição dos dados do DMM-E que estão no diretório do professor Takao. Fonte: Takao. ..... 42

Tabela 8 – Dados específicos das fotomultiplicadoras. ............................................................................... 44

Tabela 9 – Características do plástico cintilante usado para detecção de partículas. FONTE: Munakata. . 47

Tabela 10 – Quadro branco referente à Figura 23. ...................................................................................... 50

Tabela 11 – Significado dos números referentes à Tabela 10. ..................................................................... 51

Tabela 12 – Significado dos números nos quadros vermelho (detectores superiores) e verde (detectores inferiores) da Figura 23. ............................................................................................................................... 52

Tabela 13 – Significado dos números da Figura 23 (quadro azul). .............................................................. 52

Tabela 14 – 119 direções do DMM-E. .......................................................................................................... 52

Tabela 15 – Resultados de contagem, erro de contagem do DMM-P no dia 11de abril de 2001. ............... 63

Tabela 16 – Erros na contagem de para o dia 08 de outubro de 2008. ....................................................... 68

Tabela 17 – Análise de erros para o dia 7 de janeiro de 2009. .................................................................... 69


18

1. CLIMA ESPACIAL O estudo do Clima Espacial se deve às contínuas mudanças dos fenômenos

solares (ou atividades solares) incluindo sistemas como magnetosfera e ionosfera. Os

processos físicos no ambiente próximo da Terra afetam o funcionamento de satélites,

clima, sistemas de comunicação global e outros sistemas tecnológicos. Para se termos

um bom funcionamento dos sistemas tecnológicos é preciso se ter conhecimento das

condições do geoespaço.

Geoespaço é definido como a região do espaço em que os campos

eletromagnéticos da Terra (ou de outro corpo celeste) e do sol confundem-se. Os

conhecimentos das condições incluem atividade solar, densidade eletrônica ionosférica,

níveis de distúrbios na magnetosfera (ou campo magnético da Terra) identificados pelos

Índices Dst (em nano tesla, nT) e Kp (varia de 0 a 9), além do fluxo de raios cósmicos.

O campo magnético da Terra confina íons e elétrons energéticos. Os íons e

elétrons ao interagirem com o campo magnético terrestre movem-se de tal forma que

geram correntes elétricas na alta atmosfera da região equatorial, chamada cinturão de

radiação de Van Allen. O que pode ser analisado na Figura 1.

Figura 1 – Ilustração artística do cinturão de radiação de Van Allen. Fonte: http://srag-nt.jsc.nasa.gov/SpaceRadiation/What/What.cfm


19

O cinturão é dividido em dois anéis. O primeiro anel é interno, compreendido

entre a altitude de 700 a 10.000 quilômetros (0,01 a 1,5 Raios Terrestres), a intensidade

máxima ocorre em média aos 3.000 quilômetros, confina partículas, principalmente

prótons, com energia de 10 – 50 MeV (M = 106). O segundo cinturão ou anel é externo,

compreendido entre a altitude de 13.000 a 65.000 quilômetros (3 a 10 Raios Terrestres)

e confina principalmente elétrons de alta energia 0,1 – 10 MeV. Existe entre os

cinturões uma corrente de anel devido à deriva longitudinal de prótons aprisionados

pelo campo geomagnético. Quando uma Ejeção de Massa Coronal atinge a Terra, há

injeção de íons e elétrons energéticos que intensificam a corrente de anel, a qual produz

um campo magnético que se opõem ao campo magnético da Terra. As Tempestades

Magnéticas podem ser detectadas através da medição do campo magnético na superfície

através de magnetogramas. O cinturão de radiação é considerado perigoso para o

homem e as máquinas no espaço.

As Tempestades Geomagnéticas ocorrem devido à presença da componente do

campo magnético interplanetário apontar para o sul relativo ao sul geográfico da Terra,

em consequência o pólo sul terrestre é o pólo norte magnético e predominantemente as

linhas de campo geomagnético apontam para o norte geográfico ou sul magnético na

alta atmosfera terrestre. Essas tempestades são definidas a partir da variação da

componente horizontal do campo magnético terrestre. Durante estes eventos à uma

grande transferência de energia do Vento Solar para o campo magnético terrestre

intensificando as correntes da magnetosfera através do mecanismo de reconecção

magnética (Dungey, 1961; Gonzalez et al. 1994, 1999; Kamide et al., 1998).

Echer (2005) aponta alguns efeitos solares em sistemas naturais terrestres:

- Clima: a radiação solar é bem conhecida por regular as características do clima

e da atmosfera, como é mostrado pelos ciclos diurnos e anuais de temperatura da

superfície. A especulação da variação da atividade solar que pode afetar o tempo e o

clima é um tópico controverso desde 150 anos atrás. Acredita-se que a variação do

clima terrestre possa variar com a radiação solar por um longo período. Uma forte

evidência da modulação do clima em relação a atividade solar é a proximidade na escala

de tempo dos eventos da atividade solar do mínimo de Maunder com o período de uma

leve era glacial. Outro mecanismo possível é a variabilidade do plasma solar afetar os

raios cósmicos e os mesmos influenciarem os campos elétricos.


20

- Eventos com liberação de prótons tais como Ejeções de Massa Coronais

(CME) podem alcançar a Terra 30 minutos depois de vistos por satélites tal como

satélite SOHO. Algumas partículas penetram na alta atmosfera e movem-se em espiral

em torno das linhas do campo magnético da Terra e produzem ionização podendo

produzir aumento de radiação. Pode também afetar localmente a química da atmosfera

ocasionando diminuição de ozônio, principalmente em latitudes polares.

Faz-se oportuno salientar alguns Efeitos em Sistemas Tecnológicos (Echer,

2005):

- Distúrbios Ionosféricos: súbitos distúrbios ionosféricos (SIDs – Sudden

ionospheric disturbances) que acontecem em poucos minutos depois de algum forte

“solar flare”. Há forte atenuação ou absorção das ondas de rádio de telecomunicação de

longa distância no período diurno da Terra. O efeito de absorção das ondas curtas é

causado pelo forte aumento da densidade eletrônica em certas camadas da atmosfera

devido à penetração de raios X produzidos pelo solar flare.

- Danos em Sistemas Espaciais: Space Charging é a variação do potencial

eletrostático na superfície dos artefatos espaciais com respeito ao plasma circundante.

Durante uma tempestade geomagnética o número e energia dos elétrons e íons aumenta.

Satélites que viajam através de ambientes energizados como o meio interplanetário,

partículas carregadas acertam o satélite deixando-o carregado. Descargas elétricas

devido aos diferentes potenciais na superfície destes satélites podem danificar ou até

mesmo destruir seus componentes internos (Single event upsets), comprometendo sua

utilização.

Os danos em sistemas terrestres também precisam ser considerados:

- Comunicação: Vários sistemas de comunicação utilizam a ionosfera para

refletir sinais de ondas de rádio de longas distâncias e tempestades ionosféricas

comprometem a comunicação por ondas de rádio em todas as latitudes. Algumas

frequências de rádio são absorvidas e outras refletidas, levando a flutuações nos

sinais.

-Energia Elétrica: quando o campo magnético variado é aplicado na vizinhança

de um condutor, uma corrente elétrica é induzida no condutor. Isto acontece em

larga escala em uma tempestade geomagnética. As correntes diretamente induzidas


21

nas linhas de transmissões de energia elétrica a partir de tempestades geomagnéticas

são perigosas para equipamentos de transmissão de energia.

- Sistemas de Navegação: como um exemplo, temos o sistema LORAN e

OMEGA que foram largamente usados até alguns anos atrás. Aeronaves e navios

usaram por vários anos sinais de baixa frequência daqueles transmissores para

determinar suas posições. Durante eventos solares e tempestades geomagnéticas os

sistemas poderiam dar informações aos navegadores imprecisões de vários

quilômetros. Sistemas de GPS usados atualmente também são afetados quando a

atividade solar causa súbita variação na densidade ionosférica.

1.1. Raios Cósmicos e Clima Espacial

Os Raios Cósmicos são oriundos do espaço, produzidos por diferentes fontes,

tais como o Sol, supernovas, estrelas de nêutrons, buracos negros e rádio galáxias. Em

geral consistem em átomos ionizados. A modulação dos Raios Cósmicos Galáticos

(GCR – Galactic Cosmic Rays) próximo a Terra são conhecidos pelos modelos de

difusão dos Raios Cósmicos no meio interplanetário. GCR com baixa energia são

impedidos de alcançar a atmosfera neutra. Entretanto, nas regiões polares e em altas

altitudes, principalmente em regiões equatoriais, o Raio Cósmico tem fácil acesso, e

satélites e seres humanos podem ser diretamente afetados pela precipitação de

partículas. Raios Cósmicos também são de origem solar, por isso, a definição mais geral

para raios cósmicos é de que toda partícula que se movimenta no meio interplanetário

com velocidade maior que a velocidade do Vento Solar.

Da mesma forma a Terra pode ser considerada como um dipolo magnético, mas

é bem conhecido que a Terra não é um dipolo magnético e existem regiões ao qual o

campo magnético é mais intenso e menos intenso. As linhas de campo podem sair de

uma região equatorial e entrar na região de um dos pólos, por exemplo. Partículas

energéticas podem precipitar nas regiões de Anomalia Magnética como mostra a Figura

2. A região da Anomalia Magnética do Atlântico Sul (AMAS) é responsável pela perda

dos dados de satélites que sobrevoam a região. A radiação espacial é constituída de um

sistema não homogêneo e dinâmico altamente influenciado pela atividade solar. É

caracterizada por várias faixas de energia e fluxos direcionais.


22

Figura 2 – Anomalia Magnética do Atlântico Sul – AMAS. A Figura mostra dados do satélite Multi-angle Imaging SpectroRadiometer (MISR) de radiação produzida pela passagem de

protons energéticos. Fonte: http://earthobservatory.nasa.gov.

A variabilidade solar afeta a modulação de GCRs no meio interplanetário e

também aqueles gerados pelo sol. Usa-se a modulação de Raios Cósmicos para estudar

estruturas geoefetivas e de alguma forma prever estruturas solares que podem causar

tempestades geomagnéticas.

Munakata, Bieber, Yasue, Kato, Koyama, Akahane, Fujimoto, Fujii, Humble e

Duldig (2000) observaram pela primeira vez de forma sistemática precursores de

tempestades geomagnéticas usando rede de detectores (localizados na superfície

terrestre) de Raios Cósmicos de alta energia (muons), mostrando que esta rede de

detectores pode ser poderosa ferramenta para previsão de Clima Espacial.

Devido à inviabilidade de lançar detectores de GCRs ao espaço, instrumentos

localizados em superfície terrestre continuam sendo o estado da arte para estudar estas

partículas, visto que a massa de equipamentos no espaço deve ser a menor possível, e

detectores na superfície terrestre trazem a vantagem de fácil manutenção.

Os muons são partículas subatômicas que possuem a mesma carga do elétron,

porém tem massa 207 vezes maior. Têm grande poder de penetração e mantêm a

direção e o sentido do Raio Cósmico primário que os originou, enquanto que as outras

partículas, em geral, são desvios da partícula primária.


23

2. FENOMENOLOGIA SOLAR

As observações mostraram que o Sol é uma estrela ordinária em uma galáxia que

apresenta de 100-400 bilhões de estrelas. Ao longo do tempo foi constatada uma

periodicidade nas manchas negras que havia no Sol, e hoje se sabe que as manchas

seguem um ciclo de 11 anos os quais passa por períodos de máximos e mínimos. Com

avanço na tecnologia ficou claro que ocorrem processos físicos no Sol que influenciam

todo meio interplanetário e consequentemente a Terra.

Para os astrônomos o Sol é uma estrela ordinária com tipo espectral de G2V, G2

porque possui temperatura efetiva de aproximadamente 5785 K e V indica a classe

espectral da estrela, e o sol está na classe de astro que gera energia por processo de

fusão de núcleos de hidrogênio, com magnitude absoluta 4,8 que serve para comparar o

brilho das estrelas sem levar em conta as distâncias a que se encontram. O Sol sendo a

estrela mais próxima da Terra faz dele importante objeto de estudo principalmente na

interação Sol-Terra. Na Tabela 1 abaixo são mostrados alguns dados estatísticos do Sol.

Idade anos9105,4 × Massa kg301099,1 ×

Raio km000,696 Densidade média 33 .104,1 −× mkg

Distância média da Terra (1 UA) )250(10150 6

solaresraioskm× Aceleração gravitacional na superfície 2.274 −

sm Radiação emitida (Luminosidade) W261086,3 × Período de rotação equatorial 26 dias terrestres Composição Aproximadamente 90% de H

(hidrogênio), 10% He (hélio), 0,1% outros elementos

Tabela 1 – Alguns dados estatísticos do Sol. FONTE: Introduction to space physics,

Margaret G. Kivelson, Christopher, T. Russell. Cambridge, 1995.

A atmosfera solar é dividida em três partes principais. A Fotosfera é a porção

inferior com uma espessura de 0,5 Mm e temperatura da ordem de 6600K. Na fotosfera

se origina a radiação visível, com um espectro contínuo e irradia toda a energia que


24

chega a Terra, e ainda é onde que as Manchas Solares são observadas. A temperatura

mínima é de 4.200K. A Cromosfera estende-se cerca de 10.000 km acima da Fotosfera,

possui uma temperatura que varia de 4300 a 106 K que aumenta do interior para

exterior. E a Coroa, que tem uma temperatura de 1MK, estendendo-se até a órbita

terrestre.

O Sol devido a sua alta temperatura emite grande quantidade de raios-x sendo

constituído por gás ionizado chamado de plasma. Todo o Sol é composto de plasma e

por não ser sólido tem uma rotação diferencial com velocidade angular maior em baixas

latitudes e velocidade angular menor em altas latitudes até os pólos. A Figura 3 ilustra

artisticamente as camadas constituintes do Sol.

Figura 3 – Estrutura clássica do sol. Fonte: Kivelson e Russell, 1995.

Modelos teóricos sugerem que no interior solar há um reator de fusão nuclear

operando a temperatura de K7105,1 × e gerando energia através da fusão de 5 milhões

de toneladas de hidrogênio por segundo para formar hélio. A Tabela 2 dá informações

da reação de fusão nuclear do interior do Sol.


25

)(2)(2 211 veeHHH +++→+ −+

γ2)(2 →+ −+ ee )(2)(2 312 γ+→+ HeHH

)2) 1433 vHHeHeHe ++→+ )254 41 vHeH ++→ γ

Tabela 2 – Reação de fusão nuclear no interior solar.

O produto da fusão nuclear é o fluxo de neutrinos. A temperatura no interior

solar decresce com o raio rapidamente. É na fotosfera que se enxergam as manchas

solares que aparecem aos pares. É possível enxergar com um filtro Hα a cromosfera e

em volta das machas existem regiões que brilham mais que o normal chamado de

regiões ativas. Ocasionalmente tais regiões brilham rapidamente dando origem a uma

explosão solar (flare).

2.1. Atividade Solar

A existência de manchas solares era conhecida a centenas de anos. Elas podem

chegar a 1000 km de diâmetro, cada uma consistindo de uma região central escura com

temperatura de 4100 K e campo magnético de 0,3 T (tesla) envolto pela penumbra,

região um pouco mais clara que a escura. A Figura 4 mostra a mancha comparada com

o tamanho de Terra.

Figura 4 – Mancha solar obtida no dia 23 de setembro de 2000. A foto compara o tamanho da Terra com uma mancha solar. Fonte: SOHO - NASA – ESA.


26

A atividade solar varia, mas houve um período de mínimo chamado mínimo de

Maunder (1645-1715), quando o clima da Terra foi mais frio do que o normal. Pode-se

observar a atividade solar ressaltando o número de manchas na superfície do sol, como

mostra o diagrama da borboleta na Figura 5. É possível perceber a regularidade das

manchas solares com o ciclo solar, elas aparecem em médias latitudes e migram para o

equador solar a baixas latitudes.

As cores azuis e amarelas da Figura 5 representam polaridades diferentes. Acima

do gráfico há uma escala que dá a diferença da intensidade magnética em Gauss. Nota-

se claramente que as manchas aparecem aos pares e com polaridades diferentes.

Figura 5 – Diagrama da Borboleta. É possível ver o ciclo solar através das cores em azul e amarelo pares de manchas. As manchas nascem em altas latitudes e migram para o equador.

Campo magnético medido em Gauss. FONTE: http://www.nasa.gov/vision/universe/solarsystem/solar_cycle_graphics.html

O mecanismo gerador do campo magnético solar é o de um dínamo. Como um

modelo ideal pode-se pensar que o sol tem linhas de campo magnético bem alinhado de

norte para sul ou de sul para norte dependendo da polaridade solar. Devido à rotação

solar diferenciada, velocidade angular maior no equador e menor nos pólos, as linhas

torcem-se ocasionando acumulo de linhas de campo magnético de modo que o fluxo

magnético e por empuxo força as linhas a emergirem para a superfície originando as

manchas (Hoyt e Schatten, 1997). Em suma, as manchas solares são geradas por

campos magnéticos toroidais que são trazidos à superfície solar, por efeito de empuxo

(Echer, 2003). A Figura 6 mostra o modelo da descrição anterior.


27

Figura 6 – Ilustração da origem das manchas solares. FONTE: Dal Lago, 2004.

Após 11 anos o campo magnético inverte a polaridade e consequentemente a

polaridade dos pares de manchas também se inverte para o dos hemisférios. As regiões

de acumulo de linhas de campo se aproximam gradativamente ao equador ao longo de

11 anos, assim à medida que se observa as manchas, elas migram para o equador solar.

2.2. Atividade Solar e Variação dos Raios Cósmicos

As intensidades de Raios Cósmicos medidas na superfície da Terra mudam com

várias escalas de tempo. Há uma relação entre intensidade de Raios Cósmicos medidas

na superfície da Terra e o ciclo solar de 11 anos. Pode-se dizer que quando a atividade

solar é máxima a intensidades de Raios Cósmicos medida é mínima. Quando a atividade

solar é mínima a intensidade é máxima. Acredita-se que intensidade de GCR (Galactic

Cosmic Rays) é reduzida no máximo solar devido à forte turbulência do campo

magnético interplanetário (IMF – Interplanetary Magnetic Field). Pode-se ver na Figura

7 que a intensidade dos GCR exibe variação e é anti-correlacionada com atividade solar

de 11 anos quando vista pelas manchas solares. Em contraste com a variação de 11

anos, GCR exibe variação de 22 anos em conexão à inversão da polaridade magnética

solar. Os círculos vermelhos apontam a variação da intensidade com a polaridade solar.


28

Figura 7 – Em azul dados obtidos pelo monitor de nêutrons – Climax da Universidade de Chicago. Em amarelo dados de manchas solares. Os círculos vermelhos mostram a variação de 22

anos.FONTE: http://www.ngdc.noaa.gov/stp/SOLAR/COSMIC_RAYS/image/cr_ssn.gif

2.3. Vento Solar e Campo Magnético Interplanetário

Vento Solar é definido como um fluxo de íons (partículas eletricamente

carregadas) que são expulsos da Coroa Solar a uma velocidade de 600 km/s e a uma

densidade média de 5 cm-3 (Brandt, 1970) propagando-se pelo meio interplanetário. O

Vento Solar flui constantemente passando pela Terra com uma velocidade média de 400

a 500 km/s e com densidade média de 5 partículas por centímetro cúbico (Brandt,

1970). Existem dois importantes aspectos norteadores desse estudo. O primeiro deles

baseia-se no entendimento do Vento Solar conhecido como relação Sol-Terra, pois à

medida que o Vento Solar é influenciado pela atividade solar transmite partículas de

poeira e raios cósmicos imersos no Vento Solar para os planetas. O segundo se refere ao

fato de que é o Vento Solar que ajuda a entender os processos físicos que ocorrem na

formação e expansão da coroa solar da “quente” para ”fria”.

O fato observado de que a cauda ionizada dos cometas tem uma direção radial

ao Sol, independente da direção de seu movimento fez Ludwig Birmann propor em seus

trabalhos a existência do Vento Solar. Além disso, o Vento Solar foi sugerido por outros

cientistas pelo fato de grandes explosões solares (“flares”) provocarem mudanças no

campo magnético da Terra (Burlaga, 1995).


29

O Vento Solar não é emitido uniformemente devido ao campo magnético do Sol

estar altamente estruturado em algumas regiões e em outras não. O gás fica aprisionado

nas regiões de campo magnético que emite grande quantidade de raios x, associada à

formação de laços, formando um fluxo coronal que se expande para o espaço.

Dependendo da intensidade de campo estas linhas podem se desprender caracterizando

o Vento Solar lento geralmente observado na região equatorial solar. Há um Buraco

Coronal (a região escura pólo) por onde o gás escapa junto ao campo magnético que

constitui o Vento Solar Rápido, isso pode ser percebido na Figura 8. Na região

equatorial as linhas de campo confinam o plasma originando o Vento Solar lento.

Figura 8 – A região escura no pólo do sol é um buraco coronal visto pelo telescópio de raios x do satélite Yohkoh. O Vento Solar que flui para fora é rápido. Não há emissão de raios x na

região.Fonte: http://solarscience.msfc.nasa.gov/feature3.shtml

No início os cientistas acharam que as explosões solares, os “flares”, eram

responsáveis pela mudança intensa na magnetosfera terrestre, mas após a década de

1970 as observações mostraram que além de explosões ocorriam ejeções de grande

quantidade de massa solar (CME). Em certos casos o campo que acompanha a ejeção se

conecta com o campo magnético da Terra (Tempestade Magnética) causando o efeito

das auroras, perdas de dados nos satélites, black-out, e grandes consequências que

comprometem a manutenção da tecnologia.


30

2.4. Regiões de Interação Co-rotante (CIRs)

As Regiões de Interações Co-rotantes (do inglês corotating interaction region,

CIR) se originam a partir de feixes rápidos dos buracos coronais que colidem com o

Vento Solar lento. Essa colisão provoca regiões de aumento de pressão e de campo

magnético. Grande parte das CIRs são reversões da direção do campo magnético

interplanetário que passam de um setor para outro na lâmina da corrente heliosférica

localizada na região de Vento Solar lento. Assim, as CIRs não necessariamente ocorrem

nessas condições, pois durante os períodos de alta atividade solar os satélites observam

feixes de Vento Solar com o mesmo setor magnético (Neugebauer, 2004).

Figura 9 – Ilustração artística de regiões de interação co rotante. Fonte: Hundhausen, 1972.

Devido a rotação solar, as CIRs normalmente passam pela Terra a cada 27 dias.

Essa passagem causa decréscimos recorrentes da densidade de GCR (Richardson,

2004).

2.5. Ejeções de Massa Coronais e “Flares”

Explosões Solares (flares) são fenômenos caracterizados pela emissão de grande

quantidade de energia magnética ( 2610 a 3210 ergs), está armazenada na superfície solar

que é subitamente liberada.

A Figura 10 mostra um flare observado pelo instrumento EIT 195 a bordo do

satélite SOHO em novembro de 2003. Sabe-se que flares emitem energia em forma de


31

calor, sendo eventos locais de baixa escala, aquecendo o material a sua volta em poucos

minutos.

Figura 10 – A explosão solar (“flare”) na figura é o ponto mais brilhante da imagem. Obtida pelo instrumento EIT em 04 de novembro de 2003, a bordo do satélite SOHO, em 195 A.

A primeira Ejeção de Massa Coronal (CME) foi observada pela Orbiting Solar

Observatory, OSO-7 (Howard et al., 1997) em 14 de dezembro de 1971. O termo

“Ejeções de Massa Coronais” foi primeiramente usado por Gosling (et al. 1975).

A primeira ideia era de que as CMEs eram causadas pelas Explosões Solares

(Dryer, 1982; Dryer e wu, 1985). Uma CME também libera uma energia de 323110 − ergs

(Illing e Hundhausen, 1986) sendo juntamente com as flares os dois fenômenos de

maior energia proeminentes da coroa solar. CMEs liberam energia em forma de trabalho

(Low, 1996) e, em comparação com flares, são fenômenos de grande escala, suas

grandes bolhas de gás magnetizado levam algum tempo para serem expelidas ao espaço.

Quando observadas no meio interplanetário, as CMEs são denominadas Ejeção

de Massa Coronal Interplanetária (ICME). A interação da ICME com a magnetosfera

terrestre causa distúrbios geomagnéticos devido à alta velocidade das partículas ejetadas

do Sol. As ICMEs geralmente estão acompanhadas de ondas de choque.

Não há uma única característica exibida nas nuvens de Plasma, que são

compostas de gases de plasma magnetizado, resultantes de ICMEs. Segundo

Neugebauer e Goldstein (1997), várias características podem aparecer juntas ou

isoladas, são elas:


32

1. Baixa temperatura de íons para uma dada velocidade do Vento Solar que ocorre

pela expansão da sua estrutura.

2. Anisotropia não usual da distribuição de prótons com temperatura paralela

elevada a temperatura perpendicular ao Campo Magnético Interplanetário, causado pela

conservação do momento magnético dos íons à medida que o Plasma se expande;

3. Abundância de Helio não usual.

4. Abundância de outras espécies iônicas;

5. Feixes bidirecionais de elétrons supra-termais e íons energéticos que são

característicos de uma configuração do Campo Magnético Interplanetário, com isso é

possível dizer que o campo magnético interno de uma injeção é fechado e com

extremidades presas ao Sol;

6. O Campo Magnético interfere nos valores de parâmetro β de Plasma, que

associado a baixas temperaturas levam o parâmetro β a baixos valores, que é geralmente

menor que 0,1;

7. Presença de rotação do Campo Magnético configura o que se pode chamar

Nuvens Magnéticas. As Nuvens Magnéticas se caracterizam pelo aumento de seu

campo magnético por um fator maior que 2, suave rotação por um amplo intervalo de

ângulo e baixa temperatura iônica;

8. Decréscimo do fluxo de Raios Cósmicos;

Cerca de 1/3 das estruturas identificadas no meio Interplanetário são Nuvens

Magnéticas (Gosling, 1990).

2.6. Nuvens Magnéticas

As Nuvens Magnéticas foram descobertas por Burlaga (1981). Segundo Klein e

Burlaga (1982), uma Nuvem Magnética é uma estrutura com extensão radial de

aproximadamente 0,25 UA - em 1 UA -, Campo Magnético mais intenso do que o

Vento Solar normal, tipicamente B>10nT, suave rotação da direção do campo

magnético em um grande ângulo, próximo a 180°, baixa temperatura e baixo valor do

parâmetro beta, B~0,1. As Nuvens Magnéticas são excelentes para estudos das

interações Sol-Terra, devido a sua simplicidade e extensos intervalos de campo

magnético na direção sul e norte ou vice-versa (Burlaga et al., 1997).


33

Fatores que identificam uma Nuvem Magnética são as medidas dos parâmetros

de Plasma (velocidade do Vento Solar, temperatura e densidade de prótons) e Campo

Magnético (componentes |B|, Bx, By, Bz), estes dados capturados por satélites presentes

no Meio Interplanetário. As Nuvens Magnéticas tem origem nas CMEs.

Uma Nuvem Magnética observada por vários satélites possibilitou o

estabelecimento de sua geometria como ilustra o diagrama da Figura 11. Nela estão

explícitos os satélites que captaram o evento ocorrido em 5 de Janeiro de 1978: IMP-8,

Hélios A e Voyager 2. A fronteira dianteira da Nuvem está representada na figura pelos

“x” em relação a cada um dos satélites, e os círculos indicam a representação da

fronteira traseira. As setas indicam a direção do campo magnético observado por cada

um dos satélites. Esta situação é raríssima, pois normalmente não é possível observar

Nuvens Magnéticas em mais de um satélite simultaneamente.

Figura 11 – Geometria de uma nuvem magnética. Fonte: Adaptado de Burlaga et al. – 1990.

2.7. Tempestades Geomagnéticas

Tempestades Geomagnéticas são eventos que causam grande perturbação no

campo magnético Terrestre. Com isso, a Terra permanece vulnerável à precipitação das

partículas energéticas do Vento Solar e raios cósmicos.

Uma Tempestade Geomagnética apresenta como característica principal o

decréscimo acentuado da componente horizontal “H” denominado decréscimo de

Forbush e a posterior fase de recuperação do Campo Magnético (Kamide et al., 1998).

O decréscimo atribui-se ao aumento do número de partículas aprisionadas na


34

magnetosfera. Sendo assim, o gradiente do campo magnético e a sua curvatura

produzem a chamada “Corrente de Anel”.

A Corrente de Anel é gerada pelo movimento de partículas eletricamente

carregada de íons de leste para oeste e os elétrons de oeste para leste, essas partículas

são aprisionadas na magnetosfera interna da Terra. A perturbação do Campo Magnético

gerado por essa corrente reflete a condição do campo magnético interplanetário (IMF)

que controla o suprimento de energia para o interior da magnetosfera (Akasofu e

Chapman, 1972; Burton et al., 1975; Lyons e Willians, 1984; Nishida,1978).

A intensidade da Corrente de Anel é medida através do chamado Índice Dst. O

índice Dst é uma medida quantitativa da ocorrência de tempestades geomagnéticas. É

calculado a partir de dados de magnetômetros de superfície em observatórios próximos

ao Equador.

Em baixas latitudes a perturbação da componente horizontal “H” do campo

geomagnético é dada pela intensidade da corrente de anel magnetosférica. “Corrente de

anel magnetosférica” é um sistema de correntes que circula a Terra no plano equatorial,

que são geradas pela deriva longitudinal de partículas energéticas (de 10 a 200 keV)

aprisionadas no campo magnético terrestre a uma distância de 2 a 7 raios terrestres.

Durante uma Tempestade Magnética, o fluxo de partículas da corrente de anel aumenta.

Esse aumento é atribuído a dois processos: a injeção de plasma para dentro da

magnetosfera interna durante a fase de expansão de uma subtempestade magnetosférica

e o aumento de partículas vindas da lâmina de plasma do lado noturno para dentro da

magnetosfera interna, como resultado de uma intensificação do campo elétrico de

convecção amanhecer-entardecer da Terra durante longos períodos de intenso Campo

Magnético Interplanetário na direção Sul (reconexão magnética).

Como o Índice Dst é medido pelas perturbações causadas na magnetosfera, a

diferença entre os maiores e menores valores corresponde a esse parâmetro que mede a

assimetria da corrente de anel. As variações negativas indicam um aumento da

intensidade da corrente de anel. Essa variação gera um campo magnético oposto ao

campo geomagnético, diminuindo seu valor original. As perturbações duram cerca de

uma hora e caracterizam a fase principal de uma Tempestade Geomagnética,

É importante compreender que uma Tempestade é caracterizada por três fases.

Essas estão apresentadas na Figura 12:


35

Figura 12 – Fases do decréscimo do índice Dst. Fonte: Autor.

1. Um início súbito (em azul) - Sudden commecement – e/ou fase inicial, está

associada ao aumento da pressão dinâmica (incidência de partículas) do Vento

Solar, que comprime a magnetosfera, indicando um aumento brusco no campo

magnético;

2. Uma fase principal (em vermelho) – main phase – é caracterizada por uma

redução da intensidade do campo na Superfície Terrestre, essa redução associa-

se à intensificação da Corrente de Anel e consequentemente a um decréscimo no

índice Dst;

3. Uma fase de recuperação (após vermelho) – recovery phase – caracterizada pela

diminuição e eliminação gradual da pressão, passando ao processo de perda da

Corrente de Anel.

A faixa de observação do Índice Dst é de 100 nT até 600 nT. Condições não

perturbadas são representadas por um índice Dst de 0, mas geralmente não é o que

ocorre, pois a corrente de anel não desaparece, ela tem suas medidas de intensidade

menores do que durante uma Tempestade Magnética.

No Relatório os Índice Dst são oriundos do World Data Center for

Geomagnetismo (Kyoto, Japão) disponível no site http://swdcdb.kugi.kyoto-

u.ac.jp/dstdir/. A Tabela 3 abaixo mostra a classificação das Tempestades

Geomagnéticas de acordo com sua intensidade que seguem de acordo com critérios

estabelecidos por Gonzalez et. al., 1994.


36

INTENSIDADE DA TEMPESTADE DEFINIÇÃO Atividade normal Dst > -30 nT

Fracas -50nT<Dst ≤ -30nT Moderadas -100nT ≤ Dst ≤ -50nT

Intensas Dst < -100nT

Tabela 3 – Classificação das Tempestades Geomagnéticas.

3. METODOLOGIA

3.1. Instrumentos e dados utilizados

Na Sessão são apresentados os Detectores Multidirecionais de Muons Protótipo

e Expandido instalados no Observatório Espacial do Sul, em São Martinho do Serra,

RS, Brasil, e algumas das suas principais características. Também são descritos os

aspectos básicos de funcionamento do DMM, que é o aparato experimental usado para

detectar os RCs secundários-muons, originados de RCs primários com energia igual ou

aproximadamente a 50 GeV.

3.2. Detector Multidirecional de Muons Protótipo – DMM-P

Em 2001 um detector, protótipo do DMM, de RCs de alta energia – muons foi

instalado no Observatório Espacial do Sul - OES/CRS/CCR/INPE – MCTI, (29.4ºS,

53.8° W, 480 m a.n.m.), em São Martinho da Serra, RS, Brasil, no âmbito da Parceria

INPE-UFSM, através da Cooperação: Brasil – Japão – EUA em Clima Espacial.

O DMM-P era formado por duas camadas de 4 detectores, como mostrado na

Figura 13. As camadas são sustentadas por uma estrutura de ferro e intermediadas por

uma camada de chumbo de alta pureza de 5cm de espessura usada para absorver os

componentes de mais baixa energia dos Raios Cósmicos. Cada um dos 8 detectores são

compostos por uma caixa metálica onde no topo localiza-se uma fotomultiplicadora

com a área de detecção voltada para baixo, juntamente com os circuitos relacionados.


37

Figura 13 – Foto do DMM-P instalado no OES/CRS/CCR/INPE – MCTI.

Na Tabela 4 são listadas as 9 direções de observação do DMM-P, contagem horária, erro de contagem e rigidez de corte dos Raios Cósmicos em cada direção.

Detector direcional

Combinação de detectores

Contagem horária

(fator 410 ) Erro de Poisson

(%)

)(GVPm

Vertical (V) U1-L1 U2-L2 U3-L3 U4-L4

39,4 0,16 53

30º Norte (N) U1-L3 U2-L4 11,3 0,30 58 30º Sul (S) U4-L2 U3-L1 11,4 0,30 57

30º Leste (L) U2-L1 U4-L3 11,0 0,30 59 30º Oeste (O) U1-L2 U3-L4 11,5 0,30 56

39º Nordeste (NE) U2-U3 4,7 0,46 64 39º Noroeste (NO) U1-U4 5,4 0,43 61 39º Sudeste (SE) U4-L1 5,3 0,43 63

39º Sudoeste (SO) U3-L2 5,5 0,43 60

Tabela 4 - Características do DMM P.

3.2.1. Formato dos dados do DMM-P

Os dados eram transferidos dos circuitos contadores para um computador

pessoal e gravados em forma de texto a cada hora, acompanhados da informação da

hora universal (UT), da pressão atmosférica local e da temperatura da sala. Como o

DMM-P tinha resolução temporal de uma hora, geravam-se 24 dados em um arquivo

por dia. Assim, totalizavam-se 30 a 31 arquivos de dados, dependendo do mês. Uma

imagem do arquivo gerado é mostrada na Figura 14.


38

Figura 14 – Arquivo que era gerado para armazenar dados do DMM -P.

O nome do arquivo gerado diz a data em que os dados foram gravados. Para o

nome como na imagem acima “h20010401.dat”, “h” significa que os dados são de uma

hora, “2001” que são do ano 2001, “04” do mês abril e “01” dia primeiro. As colunas do

arquivo significam: Ano (4 dígitos), mês (dois dígitos), dia (2 dígitos), hora (2 dígitos),

minuto (2 dígitos), U1 (4 dígitos), U2 (4 dígitos), U3 (4 dígitos), U4 (4 dígitos), L1 (4

dígitos), L2 (4 dígitos), L3 (4 dígitos), L4 (4 dígitos), Us (4 dígitos), Ls (4 dígitos), WT

(4 dígitos), V (4 dígitos), N (4 dígitos), S (4 dígitos), E (4 dígitos), W (4 dígitos), NE (4

dígitos), NW (4 dígitos), SE (4 dígitos), SW (4 dígitos), PR (4 dígitos) e RT (4 dígitos).

• U1, U2, U3, U4, L1, L2, L3 e L4 – são as contagens individuais de cada

detector.

• Us, Ls e WT são dados das partículas que respectivamente passam somente na

camada de cima, de baixo e em ambas as camadas.

• V (vertical), N (norte), S (sul), E (leste), W (oeste), NE (nordeste), NW

(noroeste), SE (sudeste), SW (sudoeste) – são dados de cada direção.


39

3.3. Detector Multidirecional de Muons Expandido – DMM-E

O DMM-P operou até o início do ano de 2005 quando foi expandido com o

objetivo de reduzir os erros experimentais, visto que há efeitos detectáveis na variação

dos RC secundários em <1 %, para monitorar uma maior área de cobertura do céu e

ganhar mais canais de observação.

O DMM-E é formado por duas camadas de 28 detectores (2x4x7) entre as quais

é separada por uma camada de 5 cm de chumbo. A resolução temporal DMM E é de um

minuto. O DMM-E tem um sistema de captura baseado em dispositivos de hardware

específicos FPGA (Field Programmable Gate Array) que possibilita informações de

contagens de 91 canais direcionais. A Figura 15 mostra à esquerda um esquema e à

direita uma foto do DMM-E no Observatório Espacial do Sul.

Figura 15 – À esquerda um esquema do DMM e à direita uma fotografia.

As 13 direções principais de observação do DMM-E no OES, número de

detectores em cada direção, contagem horária, erro de contagem e rigidez de corte, são

listadas na Tabela 5 que apresentam os dados do dia 13 de Dezembro de 2006.


40

Detector direcional Número de sub-detectores

Contagem horária (fator 106)

Erro de Poisson (%)

Pm (GV)

Vertical (V) 28 2,56 0,06 55,6

30º Norte (N) 21 1,03 0,10 59,8 30º Sul (S) 21 1,06 0.10 59,1

30º Leste (L) 24 1,19 0,10 61,7 30º Oeste (O) 24 1,20 0,10 58,3

39º Nordeste (NE) 18 0,51 0,14 66,6 39º Noroeste (NO) 18 0,53 0,14 62,7 39º Sudeste (SE) 18 0,53 0,14 65,2

39º Sudoeste (SO) 18 0,54 0,14 62,3 49º Norte (NN) 14 0,36 0,17 79,0

49º Sul (SS) 14 0,35 0,17 77,3 49º Leste (EE) 20 0,49 0,14 80,6

49º Oeste (WW) 20 0,48 0,14 75,0

Tabela 5 – Características do DMM-E.

3.3.1. Formato dos dados do DMM-E

Os dados do DMM-E são gravados em arquivos de texto na pasta D:\database e

são disponibilizados dois tipos de arquivos de dados, um com resolução temporal de um

minuto, cujo, o nome do arquivo começa com “m” (minute), e de dez minutos, cujo

nome do arquivo começa com “t” (ten).

O nome dos arquivos de minuto tem a seguinte sintaxe, “mAAAAMMDDHH”,

onde “AAAA” é o ano, “MM” é o mês, “DD” é o dia, “HH” é a hora. São gerados 24

arquivos por dia e cada arquivo tem 60 linhas, já que a resolução temporal do DMM-E é

de um minuto. A Figura 16 mostra os dados do DMM-E. A descrição do arquivo de

dados é apresentada na Tabela 6.


41

Figura 16 – Arquivo de Dados do DMM-E.

Colunas Descrição

1-6 Ano, Mês, dia, hora, minuto, segundo

7 Número de 1-pps - Período de aquisição em segundos usado para acumular

as contagens

8-10 Contagem somente na camada de cima, na de baixo e contagem total.

11-23 Dados direcionais para direções V, N, S, E, W, NE, NW, SE, SW, N2, S2,

E2, W2

24, 25 Didiquartz Pressure Sensor (Pressão, Temperatura)

26 Tensão fornecida pela fonte de alta tensão, integrada ao longo do período de

aquisição.

27, 28 Número de pulsos fornecido pelo oscilador durante o período de aquisição, e

número de pulsos subtraído do tempo não usado.

29-31 Contagens de correlações: bem-sucedidas, rejeitadas entre as camadas

superior e inferior e rejeitadas não correlacionadas entre camadas.

32 Contagem total dos 119 canais direcionais.

33-68 Contagem individual dos detectores da camada de superior (Upper 1 - 36)

69-104 Contagem individual dos detectores da camada de inferior (Lower 1 - 36)

105-223 Contagens para cada uma das 119 possíveis direções

Tabela 6 – Descrição dos dados do DMM-E, tanto para dados de dez ou um minuto.


42

As seqüencias de direções utilizadas para o registro de contagens até 13/12/2007

era V, N, S, E, W, NE, NW, SE, SW, S2, N2, W2, E2. Após essa data, a seqüência

passou a ser V, N, S, E, W, NE, NW, SE, SW, N2, S2, E2, W2. O nome dos arquivos de

dez minutos tem a seguinte sintaxe, “tAAAAMMDD”, onde “AAAA” é o ano, “MM” é

o mês e “DD” é o dia. É gerado um arquivo por dia com 144 linhas cada. A descrição

do arquivo “t” é a mesma que “m” dada pela Tabela 4.

Os dados também são enviados para os pesquisadores da Shinshu University no

Japão. Estes dados são disponibilizados na internet através dos sites

ftp://ftp.bartol.udel.edu/takao/muon_data/saomartinho/ e http://cosray.shinshu-

u.ac.jp/crest/ (acesso através do link “CR Muon Quasi-Real Time data service”).

Como DMM-E tem dois sistemas diferentes de coincidência, um devido a

contagem dos 13 canais direcionais (V, N, S, E, W, NE, NW, SE, SW, N2, S2, E2, W2)

e o segundo contando com 119 canais direcionais, os arquivos no diretório do professor

pesquisador Takao no ftp tem dois tipos de dados, intitulados “Directional Data1” e

“Directional Data 2”. O primeiro tem um maior número de contagens. A descrição do

arquivo é dado na Tabela 7. Os dados são de contagem horária e de dez minutos. No

diretório estão arquivos de dados a partir do dia 01 de dezembro de 2006.

Colunas Descrição

1-5 Ano, Mês, Dia, Hora, Segundo

6-18 Pressure Corrected Directional data 1 [count/hour] (V, N, S, E, W, NE, NW, SE,

SW, N2, S2, E2, W2)

19-35 Pressure Corrected Directional data 2 [count/hour] (V, N, S, E, W, NE, NW, SE,

SW, N2, S2, E2, W2, N3, S3, E3, W3)

36-37 Pressure [hPa], Room Temperature [degree]

38-40 Pressure Un-Corrected data [count/hour] (Upper Total, Lower Total, Wide Total)

41-53 Pressure Un-Corrected Directional data 1 [count/hour] (V, N, S, E, W, NE, NW, SE, SW, N2, S2, E2, W2)

54 Pressure Un-Corrected data [count/hour] (Wide Total 2)

55-71 Pressure Un-Corrected Directional data 2 [count/hour] (V, N, S, E, W, NE, NW,

SE, SW, N2, S2, E2, W2, N3, S3, E3, W3)

Tabela 7 – Descrição dos dados do DMM-E que estão no diretório do professor Takao.

Fonte: Takao.


43

3.3.2. Funcionamento Básico do DMM-E

Um esquema ilustrativo de como o DMM faz a contagem dos muons é

apresentada na Figura 17. Cada detector é composto por uma fotomultiplicadora

apontada para baixo, na direção de um plástico cintilante. Quando uma partícula passa

através do plástico um fóton é emitido e capturado pela fotomultiplicadora e

transformado em um pulso de corrente elétrica.

Figura 17 – Ilustração artística do DMM e o modo de detecção dos muons.

As partículas que passam pela camada de 5 cm de chumbo são detectadas na

camada de detectores abaixo que também mandam pulsos de corrente elétrica. Quando

os pulsos da camada de cima e de baixo coincidem o DMM conta como um muon.

Diferentes canais direcionais são obtidos pela combinação dos diferentes pulsos entre os

detectores da camada de cima e de baixo.

3.4. Fotomultiplicadora e plásticos cintilantes

Para que seja possível detectar muons é preciso instrumento que transforme

energia de radiação em sinal elétrico para fazer a medida da contagem. Baseado no

efeito fotoelétrico se utiliza as chamadas fotomultiplicadoras, sigla PMT (do inglês,

photomultiplier tube). O efeito fotoelétrico é a emissão de elétrons de um material

devido à incidência de radiação ou fóton.

Nos Detectores Multidirecionias de Muons é utilizada a fotomultiplicadora

fabricada pela Hamamatsu Photonics modelo nº. R877. Trata-se de um modelo

projetado para contagem por cintilação do tipo head-on. Maiores detalhes dessa

fotomultiplicadora são dados na Tabela 8. A fotomultiplicadora instalada no DMM-E é

mostrada na Figura 18.


44

Parâmetro Descrição/Valor Unidade

Resposta Espectral 300 a 650 Nm

Comprimento de onda com máxima resposta 420 Nm

Número de multiplicadores de elétrons 10 -

Máxima tensão fornecida entre cátodo e ânodo 1500 Vdc

Sensibilidade de radiação do cátodo a 25ºC, 420 nm 80 MA/W

Tempo de trânsito dos elétrons a 25ºC 90 ns

Ganho típico a 25ºC 5E5 -

Tabela 8 – Dados específicos das fotomultiplicadoras.

Figura 18 – Foto da fotomultiplicadora utilizada no DMM-P e DMM-E.

As fotomultiplicadoras, ou células fotoelétricas, são tubos de vidro de vácuo.

Dentro deste tubo existe um foto-cátodo (negativo) recoberto por material que absorve a

luz e emite elétrons, que são acelerados em direção a um ânodo (positivo). Estes

elétrons se chocam com dinodos que estão progressivamente a potenciais mais altos, e

em cada um destes um elétron desloca 3 a 4 novos elétrons, que são acelerados até o

próximo dinodo. Desta maneira, após 10 estágios, os elétrons são multiplicados por um


45

fator de 410=106. Assim, a luz incidente produz uma corrente que pode ser medida

eletronicamente. O fator de amplificação é extremamente sensível às mudanças na

tensão (cerca de 1kV), que precisa ser altamente estabilizada. Por isso é controlada por

potenciômetro. Ao aumentar a tensão na fotomultiplicadora, consequentemente a

contagem de partículas aumenta consideravelmente. Portanto a partir de tensões bem

ajustadas é possível contar a passagem de raios cósmicos secundários.

Em razão da emissão-secundária de multiplicação, as fotomultiplicadoras

possibilitam sensibilidades extremamente altas e ruído extremamente baixo, se

comparado a outros dispositivos fotosensíveis usados atualmente para detectar energia

radiante na faixa de ultravioleta, visível e próxima ao infravermelho. As

fotomultiplicadoras permitem respostas rápidas no tempo e vasta disponibilidade de

áreas fotossensíveis.

Para se realizar contagem por cintilação, como é o caso do DMM costuma-se

utilizar material bialcalino formado pelas ligas Antimônio-Rubídio-Césio (Sb-Rb-Cs) e

Antimônio-Potássio-Césio (Sb-K-Cs). Sua resposta está na faixa visível e ultravioleta.

Fotoelétrons emitidos pelo fotocátodo são acelerados por um campo elétrico de

forma a colidirem com o primeiro dinodo e produzirem emissão secundária de elétrons.

Estes elétrons secundários alcançam o próximo dinodo e produzirem uma emissão

secundária de elétrons. Repetindo esse processo sobre sucessivos estágios de dinodos

obtem-se elevada amplificação de corrente. Dessa forma, uma pequena corrente

fotoelétrica do fotocátodo pode produzir uma alta corrente de saída no ânodo do tubo

fotomultiplicador.

Ganho (Amplificação de corrente) é simplesmente a relação entre a corrente de

saída do ânodo e a corrente fotoelétrica do fotocátodo. De um modo ideal, o ganho de

uma fotomultiplicadora com n dinodos é uma taxa de emissão secundária δ por estágio

é nδ . A taxa de emissão secundária de elétrons é dada por αδ EA ⋅= onde A é uma

constante, E é a tensão entre dois estágios consecutivos de multiplicadores de elétrons e

α é um coeficiente determinado pelo material e pela geometria do dinodo. Em geral

α está entre 0,7 e 0,8.

Quando uma tensão V é aplicada entre o cátodo e o ânodo de uma

fotomultiplicadora possuindo n estágios de dinodo, o ganho µ é dado por:


46

nn

n

nnnn

VKVn

A

n

VAEA

αα

α

αδµ ⋅⋅+

=+

⋅=⋅==)1(

})1

({)(

onde K é uma contante.

Visto que fotomultplicadoras geralmente possuem entre 9 e 12 dinodos, a saída

do ânodo é diretamente proporcional a nona até a décima potência da tensão de

alimentação. Isso mostra que uma fotomultiplicadora é extremamente susceptível a

flutuações na fonte de tensão. Dessa forma, a fonte de tensão deve ser extremamente

estável e prover o mínimo de ripple e coeficiente de temperatura.

Uma pequena quantidade de corrente circula em uma fotomultiplicadora mesmo

quando é operada em completo estado de escuro. Esta corrente de saída é chamada

corrente “de escuro” do ânodo e se trata de fator crítico na determinação do limite

inferior de determinação de luz.

A corrente “de escuro” originária de emissões termiônicas pode ser reduzida ao

se reduzir a temperatura ambiente de um tubo fotomultiplicador. A sensibilidade de um

tubo fotomultiplicador também varia com a temperatura, mas estas alterações são

menores que os efeitos da temperatura na corrente “de escuro”, dessa forma, resfriar

uma fotomultiplicadora irá aumentar significativamente sua razão sinal-ruído.

Em razão destes fatores a sala onde se encontra o detector de muons tem sua

temperatura mantida aproximadamente constante em 20º através de aparelhos de ar

condicionado.

3.5. Plástico cintilante

Da mesma forma que o DMM-P, o detector expandido utiliza plásticos

cintilantes para detectar as partículas secundárias. Os plásticos são produzidos pela

companhia japonesa C. I. Industrial Company Co. Todos os cintiladores têm dimensões

50x50x10cm, sendo que para um detector de área 1m² são necessários 4 cintiladores

dispostos lado a lado como mostra a Figura 19. Suas principais características são dadas

na Tabela 9.


47

Figura 19 – Quatro cintiladores lado a lado formando uma área de superfície de 1m². Os cintiladores estão colocados em caixa de metal com espessura de 1,6 mm.

Característica Valor

Comprimento de onda de máxima cintilação 420 nm

Tempo de decaimento da luz emitida 3.0-3.2 ns

Eficiência de cintilação 50-60%

Comprimento de atenuação da luz 90-110cm

Ìndice de Refração 1.50-1.58

Densidade 1.04

Tabela 9 – Características do plástico cintilante usado para detecção de partículas.

FONTE: Munakata.

3.6. Fonte de alimentação, sistema de processamento e armazenagem de dados

O sistema está montado em circuitos lógicos, disponíveis em chips da família

74XX. Existe, como foi dito antes, outra forma de coincidência dos dados baseada em

FPGA (Field Programmable Gate Array) e VHDL (Verilog Hardware Description

Language). O modelo utilizado é o XC2S200 de fabricação da Xilinx que suporta 32

canais direcionais. Dessa forma basta utilizar-se 4 placas para se ter as 119 canais

direcionais. O sistema de processameto de sinais provenientes das fotomultiplicadoras e

as fontes de alimentação de todo o detector é mostrado na Figura 20.

PLÁSTICO CINTILADOR


48

Na porção superior dos racks da Figura 20 estão as fontes de alta (esquerda) e

baixa (direita) tensão. A fonte de alta tensão (que alimenta as fotomultiplicadoras) é do

tipo DC (corrente contínua) controlado e monitorado por computador de tensão máxima

de 1500 V. A fonte de baixa tensão alimenta os 56 amplificadores de corrente (placas

eletronicas). Na parte inferior do rack a esquerda da Figura 20 estão os potenciômetros

para ajuste individual das tensões aplicadas às fotomultiplicadoras. À direita

potenciômentros auxiliares, caso algum potenciômetro venha a falhar. Um pequeno

aumento de tensão aumenta a contagem nas fotomultiplicadoras sem que tenha ocorrido

um aumento na quantidade da chegada de muons. Na porção inferior do rack a esquerda

está todo o sistema de processamento de dados, inclusive as placas de FPGA.

Figura 20 – Racks que suportam os potenciômetros, sistemas de processamento de dados e fontes de baixa e alta tensão.

O computador utilizado para gravação e monitoramento do sistema é mostrado

na Figura 21. O computador pode ser acessado remotamente pelo programa

PCAnywere, ou outros, tais como Teamviewer ou VNCViewer .

O sistema de hora do DMM-E é baseado em relógio de computador pessoal.

Como esse sistema não possui a precisão desejada, faz-se sincronização periódica e

automática desse horário com o horário disponível no sistema de posicionamento global


49

GPS e com o horário de diversos relógicos atômicos disponíveis na internet. Uma

vantagem desse sistema é permitir sincronização de horários entre todos detectores da

rede internacional.

Figura 21 – Computador utilizado para gravação dos dados.

O monitoramento do sistema é feito através do monitor do computador onde são

armazenados os dados. O painel através do qual é possível monitorar a contagem de

muons é mostrado na Figura 22.


50

Figura 22– Display de verificação da contagem de muons.

O quadro branco na Figura 22 contém contagens dos componentes direcionais e

alguns parâmetros relativos ao sistema. A Tabela 10 abaixo mostra o que cada número

da região do quadro branco significa. O significado dos números na Tabela 10 está na

Tabela 11.

0 1 2 3 4 5 6 7

8 9 10 11 12 13 14 15

16 17 18 19 20 21 22 23

24 25 26 27 28 29 30 31

Tabela 10 – Quadro branco referente à Figura 23.


51

Legenda Sigla Descrição

0 UT Contagem total da camada

superior

1 LT Contagem total da camada inferior

2 WT Contagem Total 3 V Componente Vertical 4 N Componente Norte 5 S Componente Sul 6 E Componente Leste 7 W Componente Oeste 8 NE Componente Nordeste 9 NW Componente Noroeste

10 SE Componente Sudeste 11 SW Componente Sudoeste 12 NN Componente Norte 13 SS Componente Sul 14 EE Componente Leste 15 WW Componente Oeste 16 HV Tensão Fornecida a PMT 17 BSY Busy event (sistema novo

de correção) 18 REJ Rejent event (sistema novo

de correlação) 19 ERR Error event (sistema novo

de corrlação) 20 - Não utilizado 21 - Não utilizado 22 - Não utilizado 23 - Não utilizado 24 P_I Pressão atmosférica 25 P_h Pressão atmosférica 26 T_I Temperatura 27 T_h Temperatura 28 G-Mhz_I Não utilizado 29 G-Mhz_h Não utilizado 30 Mhz_I Não utilizado 31 MHz_h Não utilizado

Tabela 11 – Significado dos números referentes à Tabela 10.

Os quadros vermelho e verde mostram as contagem individuais de detectores da

camada superior e inferior respectivamente. Os números correspondem aos números de


52

detectores, por exemplo, U1, U2,..., e L1,L2, .... Os campos com “*” são detectores não

utilizados.

1 * 2* 3 4 5 6 7 8

9 10* 11* 12 13 14 15 16

17 18* 19* 20 21 22 23 24

25 26 27* 28* 29 30 31 32

Tabela 12 – Significado dos números nos quadros vermelho (detectores superiores) e verde

(detectores inferiores) da Figura 23.

O quadro azul mostra a contagem dos quatro últimos detectores da camada

superior e inferior que não foram mencionados na Tabela 12, e são mostrados na Tabela

13.

U32 U33 U34 U35 L32 L33 L34 L35

0 0 0 0 0 0 0 0

0 0 0 0 0 0 0 0

0 0 0 0 0 0 0 0

Tabela 13 – Significado dos números da Figura 23 (quadro azul).

A região em amarelo na Figura 23 mostra a contagem das 119 possíveis

direções do detector expandido, como mostra a Tabela 14.

N

1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17

18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 31 32 33 34

35 36 37 38 39 40 41 42 43 44 45 46 47 48 49 50 51

52 53 54 55 56 57 58 59 60 61 62 63 64 65 66 67 68

69 70 71 72 73 74 75 76 77 78 79 80 81 82 83 84 85

86 87 85 89 90 91 92 93 94 95 96 97 98 99 100 101 102

103 104 105 106 107 108 109 110 111 112 113 114 115 116 117 118 119

S

Tabela 14 – 119 direções do DMM-E.

W E


53

Número 60: Contagem Vertical, Num. 43: Contagem Norte, Num. 61: Contagem Leste,

Num. 77: Contagem Sul, Num. 59: Contagem Oeste, Num. 44: Contagem NE, Num. 78

SE, etc. Num. 26: NN, Num 62: EE, etc. Num. 9: 3N, Num.63: 3E etc.

3.7. Rede Mundial de Detectores de Muons GMDN (Ground Muons Detector Network)

Munakata e colaboradores analisaram os raios cósmicos precursores de

tempestades geomagnéticas registrados por uma rede de detectores de muons de

superfície terrestre em Nagoya (Japão), Hobart (Austrália) e Mawson-PC (Antártida)

(Figura 23). O número total de detectores direcionais em uso neste artigo (Munakata et

al, 2000) é 30 para o período posterior à 1992, início da operação de Hobart, e 17 para o

período anterior, todos de Nagoya. A rigidez média ( mP ) dos raios cósmicos primários

registrados varia de 56 a 119 GV e o erro estatístico de contagem horária é estimado

estar entre 0.06% e 0.32%. Os símbolos (quadrados, triângulos e losangos) na Figura 23

mostram a direção de visão assintótica para uma partícula incidente para cada detector

direcional com rigidez mP como determinado por um código de trajetória da partícula

(Lin et al., 1995). As linhas que atravessam os símbolos representas as extensões de

direção de vista para rigidez de partículas entre 1P e 2P que concentram 80% da energia

central de resposta de cada detector. Para diferentes detectoress, 1P varia entre 16 e 38

GV, enquanto 2P varia de 356 a 890 GV.

A rede internacional de detectores de muons apresentava uma falha sobre o

Atlantico e a Europa, mostrado na Figura 23. A cobertura após a expanção da rede de

Detectores com a instalação de um detector protótipo do Observatório Espacial do Sul

em São Martinho da Serra é mostrada na Figura 24 – Bolinhas abertas.

Prof. K. Munakata e co-autores, 2000 sugerem que a rede de detectores de

muons pode ser uma boa ferramenta para a previsão do clima espacial. Detectores a

serem instalados para preencher a lacuna foram urgentemente requeridos para o melhor

entendimento dos precursores e para previsão do Clima Espacial. Conforme afirma

Prof. K. Munakata em seu artigo em 2000, um único detector multidirecional

estrategicamente situado no Sul do Brasil permitirá grande aumento na cobertura do céu

pela rede de detectores de muons (Munakata et al., 2000).


54

Figura 23 – Antiga falha existente na região do Atlântico e Europa. Fonte: Munakata et al, 2000.

Figura 24 – Atual rede de detectores e as diferenças direcionais entre o detector protótipo e expandido. Bolinha aberta representa as direções do protótipo e bolinhas fechadas representam as

direções do expandido.


55

3.8. Satélite ACE

Dados de plasma e de campo são obtidos pelos instrumentos a bordo do satélite

ACE (Advanced Composition Explorer) da NASA. O satélite ACE orbita o ponto de

Lagrange L1, ponto de equilíbrio gravitacional entre o Sol e a Terra. A Figura 25 ilustra

a localização do satélite ACE.

Figura 25 – Ilustração artística do satélite ACE da NASA.

O satélite ACE fica em média a km6105,1 × da Terra e a km8105,1 × o sol. Os

instrumentos que medem os parâmetros de plasma e campo magnético interplanetário

local são o SWEPAM (The Solar Wind Electron, Proton, and Alpha Monitor) e MAG

(Magnetometer).

O SWEPAN mede o fluxo de elétrons e íons do vento solar como função da

direção e energia. Os dados detalham o conhecimento das condições do vento solar a

cada minuto. Os dados de elétrons e íons são feitos separadamente por diferentes

sensores:

1. O sensor de íons mede partículas de emergia entre 0,26 a 36 KeV;

2. O sensor de elétrons mede energia dos elétrons entre 1 e 1350 eV.

O instrumento MAG é constituído de uma caixa eletrônica montada no satélite e

os sensores estão montados na margem dos espelhos solares.


56

Para analisar os dados obtidos pelo ACE acessa-se o site

http://www.srl.caltech.edu/ACE/ e seleciona-se na plataforma a opção “Online Data”.

Logo após seleciona-se novamente na plataforma “LEVEL 2 (verified)”. No site,

procuro por “Merged IMF and Solar Wind 64-second Averages” e seleciono o link

ao lado, ou seja, “MAG/SWEPAM Data”. O painel da Figura 26 abaixo vai aparecer.

Figura 26 – Página onde dados do satélite ACE estão disponíveis.

No parte da Figura 26 onde diz “64-second Avareges”, dá os dados por períodos,

em dias do ano. Por exemplo, dados do dia do ano 271 de 2009 (271/2009) a dia 297 de

2009 (297/2009). Ou podem-se obter dados do ano inteiro selecionando “Year 2009”.

Logo após, acessa-se a página como mostra a Figura 27.


57

Figura 27 – Painel de seleção dos dados de interesse.

Na página mostrada na Figura 27 é onde se seleciona as colunas de dados que se

quer para serem escritos no arquivo texto. Para o projeto, os dados utilizados são:

colunas de tempo, densidade de prótons, temperatura, velocidade e campo magnético e

suas componentes. Por último clica-se em “Retrieve data”. A Figura 28 mostra como

são os dados no arquivo de texto.


58

Figura 28 – Arquivo de dados de parâmetros de plama e de campo.

3.9. Dados Geomagnéticos (Índice Dst)

Dados de índice geomagnético Dst (Disturbance Storm Time) são obtidos no

Geomagnetic Equatorial Dst Index Home Page da Universidade de Kyoto. Os dados de

índice Dst serão usados para identificar Tempestades Geomagnéticas.

Tempestades Geomagnéticas são eventos de grande perturbação no campo

magnético Terrestre, em que a Terra fica vulnerável à precipitação de partículas

energéticas do Vento Solar e a RCs. Segundo Kamide (1998b, Apud Dal Lago, 1999) “a

característica principal de uma Tempestade Geomagnética é o decréscimo acentuado da

componente horizontal, H, do Campo Magnético terrestre, durando cerca de algumas

dezenas de horas”. Segundo Dal Lago (1999, p.51) “derivas devido ao gradiente do

campo magnético e a sua curvatura produzem a chamada ‘Corrente de Anel’, que é o

movimento de íons de Leste para Oeste e elétrons de oeste para leste”. Gonzalez (1994,

apud Dal Lago 1999, p.51) diz que “para medir a intensidade da corrente utilizam-se

valores horários global da componente horizontal H em baixas latitudes, constituindo o

Dst”.


59

Dal Lago (1999) diz que o mecanismo físico responsável pelas tempestades é o

processo de Reconexão Magnética que ocorre quando CMI tem sentido oposto ao do

campo magnético da Terra.

3.10. Nova expansão do DMM

Uma nova expansão do DMM será realizada entre julho e agosto de 2012. O

novo detector passará de 2x4x7 para 2x4x8. Este trabalho será realizado por: - K. Munakata (Shinshu University, Japão) - T. Kuwabara (Bartol Research Institute - USA) - C. R. Braga e R. de Mendonça (alunos de doutorado INPE-GES) - B. K. Hammerschmitt, T. Bremm e M. da Rosa (alunos PIBIC e estagiário do CRS/INPE) - A. Dal Lago e N. J. Schuch (pesquisadores do INPE). A nova expansão será financiada pelos órgãos citados abaixo : - Programa de Clima Espacial do INPE (R$ 200.000,00 para compra das fotomultiplicadoras) - Australian Antarctic Division e Shinshu University: doação de 32 plásticos cintiladores e circuitos - CNPq-Universal-481368/2010-8: tranporte dos plásticos cintiladores e circuitos da Australia para o Brasil (~R$ 20.000,00) - Programa de Pós-Graduação em Geofísica Espacial do INPE: passagens e diárias dos dois pesquisadores estrangeiros (T. Kuwabara e K. Munakata) para participação na montagem do upgrade. Material para o upgrade já disponível:

Figura 29: Imagens dos plásticos cintilantes Figura 30: Parte inferior do DMM


60

Figura 31: Como são locados os plásticos nas caixas Figura 32: Fotomultiplicadora

4. ANÁLISE DE DADOS

Os dados estudados foram organizados em gráficos e tabelas de forma a permitir

identificação de estruturas interplanetárias geoefetivas na ocorrência de tempestade

geomagnética em resposta com decréscimo na contagem de muons. Os gráficos e

programas foram desenvolvidos com o programa MATLAB e IDL.

Foram usados dados do Detector Multidirecional de Muons Protótipo DMM-P e

Expandido, cujos dados foram descritos no capítulo anterior. Foram analisados dados do

satélite ACE localizado no ponto de Lagrange L1. Dados do Índice Dst foram retirado

do site http://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/dstdir/index.html. Vamos começar com as análises

feitas com o detector protótipo, em seguida será apresentado as análises feitas para o

detector expandido.

4.1. Análise de dados do DMM-P

O evento analisado apresentado no Relatório foi escolhido através da

perturbação geomagnética, ou seja pelo índice Dst. Os dados de campo e plasma, de Dst

e muons do DMM-P analisado foi do período de 11 a 13 de abril de 2001

Na Figura 33 de cima para baixo são mostrados dados de densidade em cm-³,

temperatura em kelvin, velocidade do vento solar em km/s, modulo do campo

magnético nT, componente z do campo magnético nT, que são dados obtidos pelo


61

satélite ACE e índice geomagnético Dst. As linhas vermelhas marcam o início de

alterações abruptas dos dados de plasma e de campo. Antes da primeira linha vermelha

na Figura 33 é possível perceber que os dados não são alterados abruptamente. Conclui-

se a presença de uma ICME através da qual o satélite é atingido.

Figura 1 – De cima para baixo densidade, temperatura, velocidade do vento solar, modulo do campo magnético, componente z do campo magnético e índice geomagnético Dst.

Instantes após a ICME atingir o satélite, alcança a Terra, causando uma

Tempestade Geomagnética intensa, com máximo valor de Dst de -271 nT. Dados do


62

DMM-P são apresentados na Figura 34. Na mesma Figura estão marcadas as linhas

vermelhas indicando a passagem da ICME pelo satélite ACE. De cima para baixo na

Figura 34 são apresentadas as contagens da variação percentual de muons na direção

vertical, norte e sul. É possível perceber um decréscimo da contagem de muons de

aproximadamente 4%. Os gráficos são de variação percentual, pois é possível ver mais

claramente os decréscimos e acréscimos na contagem de muons. Os decréscimos

perceptíveis na Figura 34, depois das duas linhas vermelhas, são em todas as direções,

caracterizando um decréscimo isotrópico, ou seja, em todas as direções, embora as

outras direções do DMM-P não sejam mostradas.

Figura 2 – De cima para baixo as contagens da variação percentual de muons na direção vertical, norte e sul.

O decréscimo isotrópico, chamado decréscimo de Forbush, acontece devido à

rarefação de raios cósmicos no downstream do choque (ou atrás do choque) causado

pela ICME (Munakata, 2000). Com uma Tabela de ocorrências de nuvens magnéticas já

registradas pela NASA estimados por campos magnéticos modelos (Lepping et al.,

1990) foi possível confirmar que a ICME, cujos dados são apresentadas na Figuras 33, é

uma nuvem magnética, com inicio dia 12 de abril às 7,9 horas e final às 17,9 horas, com


63

qualidade nível 2, ou seja, qualidade boa. Se a qualidade fosse 1, significaria qualidade

excelente de ser uma nuvem magnética.

Os decréscimos mostrados na análise feita para o DMM-P sugere que se a

resolução temporal de muons fosse de um tempo menor, seria possível melhorar a

identificação de acréscimos e decréscimos de muons, diminuindo também os erros

experimentais. A Tabela 15 nos mostra a direção dos detectores com o ângulo em

relação a vertical, combinação dos detectores que formam a direção, contagem horária,

erros na contagem e rigidez de corte geomagnética. Os erros experimentais devem ser

bem menores que a variação percentual da contagem de muons. Os valores

correspondentes na Tabela 15 são dos dados do dia 11 de abril de 2001.

Direção dos

detectors

Combinação

de detectors

Contagem Horária

(fator 104)

Erro de

contagem(%)

Pm(GV)

Vertical (V) U1-L1 U2-L2

U3-L3 U4-L4

39.4 0.16 53

30º Norte (N) U1-L3 U2-L4 11.3 0.30 58

30º Sul (S) U4-L2 U3-L1 11.4 0.30 57

30º Leste (E) U2-L1 U4-L3 11.0 0.30 59

30º Oeste (W) U1-L2 U3-L4 11.5 0.30 56

39º Nordeste

(NE)

U2-U3 4.7 0.46 64

39º Noroeste

(NW)

U1-U4 5.4 0.43 61

39º Sudeste (SE) U4-L1 5.3 0.43 63

39º Sudoeste

(SW)

U3-L2 5.5 0.43 60

Tabela 4 – Resultados de contagem, erro de contagem do DMM-P no dia 11de abril de

2001.

4.2. Análise de dados do DMM-E


64

Em termos de recursos, o DMM-E têm vantagens sobre o DMM-P no número de

canais direcionais e resolução temporal de dados. Enquanto que o DMM-P apresentava

9 direções principais, o detector expandido apresenta 13 direções principais e 119 canais

direcionais. Além de fornecer dados de resolução temporal de um minuto tem-se

armazenado dados com resolução de 10 minutos. Outra vantagem é que a expansão

preencheu a falha existente na Figura 24 (bolinhas fechadas).

Os dados de campo e plasma, de Dst e muons do DMM-E analisado foi do

período de 19 a 21 de novembro de 2007.

A Figura 35 mostra dados de densidade, temperatura, velocidade do vento solar,

modulo do campo magnético, componente z do campo magnético, índice geomagnético

Dst, contagem de muons na direção vertical, norte e sul. Os valores de plasma e de

campo são alterados abruptamente na presença da ICME. O valor do índice Dst chega a

-63nT, definindo uma tempestade moderada. Mesmo sendo uma tempestade moderada,

há queda na intensidade de muons que fica na faixa de aproximadamente 1,5%.

A ICME é classificada como uma nuvem magnética que teve início 19 de

novembro de 2007 às 23,4 horas e final em 20 de novembro de 2007 às 12,9 horas.


65


66

Figura 3 – Tempestade moderada ocorrida em novembro de 2007. De cima para baixo densidade, temperatura, velocidade do vento solar, módulo do campo magnético, componente z do

campo magnético, índice geomagnético Dst, contagem de muons na direção vertical, norte e sul.

Na Figura 36 são apresentados gráficos de outras direções do DMM-E. De cima

para baixo contagem de muons na direção leste (E), oeste (W), nordeste (NE), noroeste

(NW), sudeste (SE), sudoeste (SW), norte 2 (N2), sul 2 (S2) e leste 2 (E2). É possível

visualizar o decréscimo de muons em todas as componentes, caracterizando o

decréscimo de Forbush.


67

Figura 36 – De cima para baixo contagem de muons na direção leste, oeste, nordeste, noroeste, sudeste, sudoeste, norte 2, sul 2 e leste 2.


68

Após ter analisado os dados de DMM-E, é importante voltarmos para a análise

dos erros experimentais atribuídos ao DMM-E comparando-os com os erros

experimentais do DMM-P.

O período de análise de erros foi escolhido sendo o dia 08 de outubro de 2008 e

07 de janeiro de 2009. Estas datas foram escolhidas porque em dezembro de 2008 foi

recebida a visita do Prof. K. Munakata juntamente com Marlos Rockenbach da Silva.

Eles substituíram os potenciômetros que regulavam a tensão de contagem de muons do

DMM-E, ao qual era uma fonte de erro na contagem de muons, pois o tempo de uso dos

potenciômetros pode fazer os mesmos se tornarem instáveis quanto a regulagem de

tensão.

Os erros das contagens para o período de um dia, 08 de outubro de 2008, antes

da substituição, são mostrados na Tabela 16.

Tabela 5 – Erros na contagem de para o dia 08 de outubro de 2008.

Detector direcional

Número de pares de

detectores


Erro de contagem(%)

Vertical (V) 28 2.50 0.06

30º Norte (N) 21 1.01 0.10 30º Sul (S) 21 1.04 0.10

30º Leste (E) 24 1.16 0.10 30º Oeste (W) 24 1.18 0.09 39º Nordeste

(NE) 18 0.5 0.14

39º Noroeste (NW)

18 0.51 0.14

39º Sudeste (SE) 18 0.52 0.14 39º Sudoeste

(SW) 18 0.52 0.14

49º Norte 2 (N2) 14 0.33 0.17 49º Sul 2 (S2) 14 0.35 0.17

49º Leste 2 (E2) 20 0.45 0.15 49º Oeste (W2) 20 0.46 0.15


69

Apresenta-se abaixo, na Tabela 17, o erro para os dados de 07 de janeiro de

2009. Pode-se perceber que o erro na contagem não varia muito se comparado com o

período de 2006, após a substituição dos potenciômetros.

Detector

direcional Número de

pares de detectores


Erro de contagem(%)

Vertical (V) 28 2.70 0.06

30º Norte (N) 21 1.07 0.97 30º Sul (S) 21 1.11 0.95

30º Leste (E) 24 1.24 0.09 30º Oeste (W) 24 1.25 0.09 39º Nordeste

(NE) 18 0.54 0.14

39º Noroeste (NW)

18 0.55 0.13

39º Sudeste (SE) 18 0.56 0.13 39º Sudoeste

(SW) 18 0.56 0.13

49º Norte 2 (N2) 14 0.36 0.17 49º Sul 2 (S2) 14 0.38 0.16

49º Leste 2 (E2) 20 0.48 0.14 49º Oeste 2 (W2) 20 0.49 0.14

Tabela 6 – Análise de erros para o dia 7 de janeiro de 2009.

Assim, se compararmos os erros experimentais do DMM-P e DMM-E, houve

redução de erros de 0,16 a 0,06 % para a direção vertical e uma média de 0,35 em outras

direções.

Com a nova expansão que será realizada agora entre Julho e Agosto, espera-se que

possamos reduzir ainda mais os erros nas contagens de muons e ainda aumentar o

número de canais direcionais do DMM a fim de proporcionar uma qualidade ainda

melhor de dados para as suas devidas análises.


70

5. CONCLUSÕES FINAIS

No Relatório é demonstrado as atividades desenvolvidas no Projeto

“AMPLIAÇÃO DO PROTÓTIPO DE TELESCÓPIO MULTIDIRECIONAL DE

RAIOS CÓSMICOS DE ALTA ENERGIA – MUONS: PARTICIPAÇÃO DO

DESENVOLVIMENTO TÉCNICO E DE ENGENHARIA, E ANÁLISE

PRELIMINAR DOS DADOS.” no período de Agosto de 2011 a Julho de 2012, no

Laboratório de Clima Espacial do Centro Regional Sul de Pesquisas Espaciais –

LCETM/CRS/CCR/INPE – MCTI, em Santa Maria, RS.

No Relatório Final do Projeto de Iniciação Científica, é apresentado no Capítulo

1 considerações a respeito do que é Clima Espacial, alguns objetivos e fenômenos

percebidos. Clima Espacial é a terminologia usada para definir os fenômenos físicos

provenientes da interação Sol-Terra. Graças a variabilidade solar vários fenômenos na

Terra são induzidos. Devido à grande utilização de instrumentos tecnológicos, tais como

satélites, é preciso manter os mesmos em funcionamento constante, porém, os artefatos

em órbita são afetados pelo Clima Espacial. Os danos nos sistemas tecnológicos estão

diretamente relacionados com a variabilidade solar de 11 anos. Viu-se que há uma

grande perda de dados nos satélites na região do Anomalia Magnética do Atlântico Sul,

por causa da precipitação de partículas energéticas emitidas pelas Ejeções de Massa

Coronais e “flares”.

No Capítulo 2 são apresentados modelos teóricos que auxiliam a construir o

conhecimento sobre a interação Sol-Terra. O ciclo solar exibe alta atividade solar no

máximo solar, quando há maiores ocorrências de CMEs, aumentando as chances de

causar tempestades magnéticas na Terra, ou seja, evento de grande perturbação do

campo magnético terrestre. A perturbação magnética pode ser medida através do Índice

Dst, e quanto mais negativo os valores de Dst mais intensa é a tempestade. A injeção de

partículas da ICME na magnetosfera da Terra ocasiona um enfraquecimento no campo

magnético terrestre devido à intensificação da corrente de anel na alta atmosfera da

Terra, que induz um campo magnético contrário ao da Terra. Acredita-se que o processo

responsável pelas tempestades é o de reconexão de campos.

As estruturas que se propagam no meio interplanetário, as ICME, são

acompanhadas por choques, isto é, a velocidade da ICME é maior que a velocidade


71

magnetossônica. As regiões do choque causam decréscimos na densidade de raios

cósmicos atrás do choque (Downstream) e na frente de choque (Upstream).

No Capítulo 3 descreve-se a metodologia usada para análise de dados prevista

no projeto de pesquisa. Dados de plasma e de campo são obtidos pelo Satélite ACE da

NASA, localizado na região de Lagrange L1. O Detector Multidirecional de Muons

protótipo (DMM-P) foi instalado em 2001 no Observatório Espacial do Sul -

OES/CRS/CCR/INPE – MCTI (29.4ºS, 53.8° W, 480 m acima do nível do mar), em São

Martinho da Serra, Brasil, RS. O DMM-P era formado por duas camadas de 4

detectores com resolução temporal de uma hora. O protótipo foi expandido em 2005

integrando a rede mundial de detectores de muons GMDN (Grouns Muon Detector

Network), que além de cobrir a falha existente aumentou a área de detecção da região do

céu. O DMM-E é formado por 56 detectores e resolução temporal de um minuto e dez

minutos. A expansão do DMM-P permitiu a observação de raios cósmicos de maior

energia, porque as novas direções de observação tem maiores inclinações com relação à

vertical. O sistema do DMM-E aumentou o número de direções principais de

observação de 09 para 13, com possível aumento de direções para 17, pois o sistema

ainda não está completamente integrado. Futuramente o DMM-E será expandido para

72 detectores, 36 detectores na camada de cima e 36 na camada de baixo. O DMM-P e

DMM-E detectam as partículas, muons, usando um sistema que correlaciona dois pulsos

vindos de quaisquer combinações entre dois detectores. As partículas não são detectadas

se a camada de chumbo entre quaisquer dois detectores blindar partículas de menor

energia de aproximadamente 50 GeV ou se o ângulo de incidência da partícula for

maior que 49º, para o protótipo, ou 75º para o expandido em relação à vertical.

As análises de dados do DMM-E e DMM-P são apresentados no Capítulo 4. Os

dados de muons apresentam resposta a tempestades geomagnéticas na forma de

decréscimo na contagem de muons em todas as direções. O decréscimo isotrópico é

chamado de decréscimo de Forbush, e deve-se ao fato de a ICME blindar a passagem

dos raios cósmicos atrás do choque.

Detectores de partículas de alta energia terrestres são ferramentas úteis para

estudo de modulação de raios cósmicos e previsão de tempestades geomagnéticas

intensas.


72

Conclui-se que os dados do DMM-E devem ser continuamente acompanhados e

analisados visto que a manutenção do banco dados contribuem para o bom

funcionamento próprio detector e também se espera resposta à nova expansão.


73

6. REFERÊNCIAS BIBLIOGRÁFICAS BRAGA, Carlos Roberto. Instruções para Coleta e Utilização de Dados do

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7. PUBLICAÇÕES Até a presente data o aluno submeteu e apresentou em eventos científicos, como autor, o trabalho científico: 1 - BRUNO KNEVITZ HAMMERSCHMITT; Alisson Dal Lago; Nelson Jorge Schuch; Roger Hatwig de Lima. Ampliação do Protótipo de Telescópio Multidirecional de Raios Cósmicos de Alta Energia Muons: Participação do Desenvolvimento Técnico e de Engenharia, e Análise Preliminar dos Dados - SICCRS 2011. 2 - BRUNO KNEVITZ HAMMERSCHMITT; Alisson Dal Lago; Nelson Jorge Schuch; Tiago Bremm; Vinícius Deggeroni. Ampliação do Protótipo de Telescópio Multidirecional de Raios Cósmicos de Alta Energia Muons: Participação do Desenvolvimento Técnico e de Engenharia, e Análise Preliminar dos Dados - SICCRS 2012.

relatÓrio final de iniciaÇÃo cientÍfica do...

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